ปรากฏการณ์เรือนกระจก
แผนภูมิแสดงให้เห็นระหว่างพลังงานในอวกาศ พลังงานในบรรยากาศของโลก และพลังงานที่พื้นผิวโลก ขีดความสามารถของบรรยากาศในอุ้มและรีไซเคิลพลังงานที่เปล่งจากผิวโลกเป็นตัวกำหนดลักษณะของปรากฏการณ์เรือนกระจก
ปรากฏการณ์เรือนกระจก (Greenhouse Effect) คือกระบวนการที่เกิดจากการแผ่รังสีอินฟราเรดโดยบรรยากาศแล้วทำให้พื้นผิวโลกร้อนขึ้น ชื่อดังกล่าวมาจากการอุปมาที่คลาดเคลื่อนว่าเป็นการเปรียบเทียบอากาศที่อุ่นกว่าภายในเรือนกระจกกับอากาศที่เย็นกว่าภายนอก (ความจริงในอวกาศไม่มีอากาศ) โจเซฟ ฟูริเออร์เป็นผู้ค้นพบปรากฏการณ์เรือนกระจกเมื่อ พ.ศ. 2367 และสวานเต อาร์เรเนียส (Svante Arrhenius) เป็นผู้ทดสอบหาปริมาณความร้อนเมื่อ พ.ศ. 2439[1]
อุณหภูมิเฉลี่ยของโลกซึ่งอยู่ที่ 14 °C จะเย็นเท่ากับ -19 °C หากโลกปราศจากปรากฏการณ์เรือนกระจก.[2]ปรากฏการณ์โลกร้อน หรือการร้อนขึ้นของปรากฏการณ์โลกร้อนจากที่เป็นอยู่เดิมของบรรยากาศชั้นล่างของโลกเมื่อเร็วๆ นี้ เชื่อกันว่าเป็นผลมาจากการเพิ่มปริมาณของก๊าซเรือนกระจกในบรรยากาศ นอกจากโลกแล้ว ดาวอังคาร และดาวศุกร์ ก็มีปรากฏการณ์โลกร้อนเช่นเดียวกัน
กลไกพื้นฐาน
การแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ ที่บรรยากาศชั้นบนและบรรยากาศชั้นล่าง
ลักษณะแถบการดูดกลืนรังสีดวงอาทิตย์และรังสีสะท้อนกลับจากพื้นผิวโลกของก๊าซเรือนกระจกชนิดต่างๆ โปรดสังเกตรังสีสะท้อนกลับสู่ท้องฟ้าที่ถูกดูดซับไว้เป็นปริมาณที่มากกว่า ซึ่งเป็นตัวการทำให้เกิดปรากฏการณ์เรือนกระจก
โลกรับพลังงานจากดวงอาทิตย์ในรูปของการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ พลังงานเกือบทั้งหมดมีขนาดความยาวช่วงคลื่นที่มองเห็นได้และในช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรดที่เกือบมองเห็น (บางครั้งเรียกว่าช่วงคลื่นใกล้อินฟราเรด) โลกมีอัตราส่วนรังสีสะท้อน (albedo) ประมาณ 30% ของรังสีดวงอาทิตย์ที่แผ่ลงมา ที่เหลือร้อยละ 70 จะถูกดูดซับไว้ ทำความอบอุ่นให้แก่พื้นดิน บรรยากาศและมหาสมุทร
การที่อุณหภูมิของโลกอยู่ในภาวะเสถียรซึ่งไม่ร้อนขึ้นหรือเย็นลงอย่างรวดเร็วเกินไปได้นั้น การดูดกลืนรังสีดวงอาทิตย์สู่โลกจะต้องอยู่ในสภาวะสมดุลเป็นอย่างมากกับรังสีอินฟราเรดที่สะท้อนกลับออกสู่อวกาศ โดยที่ความเข้มของการแผ่กระจายรังสีอินฟราเรดเพิ่มขึ้นตามการเพิ่มของอุณหภูมิ เราจึงคิดว่าอุณหภูมิของโลกขึ้นอยู่กับปริมาณของฟลักซ์หรือแรง (flux) ของอินฟราเรดที่จะต้องถ่วงดุลกับฟลักซ์ของรังสีดวงอาทิตย์ การแผ่ของรังสีดวงอาทิตย์เกือบทั้งหมดทำพื้นผิวของโลกร้อนขึ้น ไม่ใช่เป็นการทำให้บรรยากาศร้อนขึ้น บรรยากาศชั้นบนไม่ใช่ผิวโลกที่เป็นตัวช่วยให้การแผ่กระจายรังสีอินฟราเรดหนีออกสู่อวกาศ โฟตอนอินฟราเรดที่ส่งออกมาทางผิวโลกเกือบทั้งหมดจะถูกดูดซับไว้ในบรรยากาศโดยก๊าซเรือนกระจกและเมฆ ไม่ได้หนีออกโดยตรงสู่ห้วงอวกาศ
เหตุผลที่พื้นผิวโลกร้อนขึ้นนี้อาจทำให้เข้าใจได้ง่ายๆ ด้วยการเริ่มต้นจากการใช้แบบจำลองปรากฏการณ์เรือนกระจกอย่างง่ายที่คิดเฉพาะการแผ่กระจายรังสีโดยไม่นำไปรวมกับการถ่ายโอนพลังงานในบรรยากาศโดยการพาความร้อน (sensible heat transport) และการระเหยและการกลั่นตัวของไอน้ำ (latent heat transport) ในกรณีการคิดการแผ่กระจายรังสีเพียงอย่างเดียวนี้ เราอาจคิดได้ว่าบรรยากาศแผ่กระจายรังสีอินฟราเรดทั้งจากด้านสู่ด้านบนลงมาและจากด้านล่างขึ้นไป ฟลักซ์ของรังสีอินฟราเรดที่ปล่อยออกจากผิวโลกจะต้องสมดุลไม่เพียงกับการดูดกลืนฟลักซ์ของรังสีดวงอาทิตย์เท่านั้น แต่จะต้องสมดุลกับฟลักซ์ของอินฟราเรดที่บรรยากาศปล่อยลงมาด้วย อุณหภูมิพื้นผิวโลกจะร้อนขึ้นจนถึงระดับการปลดปล่อยความร้อนในปริมาณเท่ากับผลรวมของรังสีดวงอาทิตย์และอินฟราเรดที่เข้ามา
ภาพชัดเจนกว่าที่อาจนำมาคิดกับฟลักซ์การพาความร้อน และความร้อนแฝงนั้นออกจะซับซ้อนมากกว่า แต่แบบจำลองอย่างง่ายที่จะกล่าวถึงต่อไปนี้สามารถแสดงแก่นสารได้ชัดเจนกว่า โดยเริ่มจากการสังเกตที่เห็นได้ว่าภาวะทึบแสงของบรรยากาศที่มีต่อการแผ่รังสีอินฟราเรดว่าเป็นตัวกำหนดช่วงสูงของโฟตอนในบรรยากาศเกือบทั้งหมดที่ถูกปล่อยออกสู่ห้องอวกาศ หากบรรยากาศมีภาวะทึบแสงมากขึ้น โฟตอนทั่วไปที่จะหนีออกสู่ห้วงอวกาศจะถูกปลดปล่อยจากชั้นบรรยากาศที่สูงขึ้น เนื่องจากการแผ่กระจายของรังสีอินฟราเรดคือตัวทำให้เกิดความร้อน ดังนั้นอุณหภูมิของบรรยากาศในระดับการปลดปล่อยที่ทำให้เกิดผลจึงถูกกำหนดโดยความต้องการที่ฟลักซ์ของการปลดปล่อยสมดุลกับการดูดกลืนฟลักซ์ของรังสีดวงอาทิตย์
แต่อุณหภูมิของบรรยากาศโดยทั่วไปจะลดลงตามความสูงเหนือผิวพื้นในอัตราประมาณ 6.5 °C ต่อความสูง 1 กิโลเมตรโดยเฉลี่ยจนถึงบรรยากาศชั้นสตราโตสเฟียร์ที่ความสูงประมาณ 10 – 15 กิโลเมตรจากผิวโลก (โฟตอนเกือบทั้งหมดที่ถูกปล่อยออกสู่ห้วงอวกาศโดยบรรยากาศชั้นโทรโปสเฟียร์ซึ่งเป็นอาณาบริเวณที่อยู่ระหว่างผิวโลกกับสตราโตสเฟียร์ ดังนั้นเราจึงไม่นับบรรยากาศชั้นสตราโตสเฟียร์) แบบจำลองที่ง่ายที่สุดแต่เป็นแบบที่มีประโยชน์ที่สุดได้แก่แบบจำลองที่มีสมมุติฐานว่าโปรไฟล์ของอุณหภูมิมีความคงที่และฟลักซ์ของพลังงานเป็นแบบไม่มีการแผ่กระจายและกำหนดค่าอุณหภูมิไว้ ณ ระดับฟลักซ์ของการแผ่กระจายรังสีที่หนีออกสู่ห้วงอวกาศ ด้วยแบบจำลองนี้เราสามารถคำนวณอุณหภูมิผิวพื้นโดยการเพิ่มของอุณหภูมิในอัตรา 6.5 °C ต่อการต่ำลงทุก 1 กิโลเมตร จนถึงผิวโลก ยิ่งบรรยากาศมีภาะวะทึบแสงมากขึ้นและระดับของการปลดปล่อยรังสีอินฟราเรดที่เพิ่มสู่ห้วงอวกาศมีมากขึ้นเท่าใด ผิวพื้นของโลกก็จะร้อนขึ้นเท่านั้น
คำว่า “ปรากฏการณ์เรือนกระจก” นี้เองที่เป็นตัวทำให้เกิดความสับสนว่าเรือนกระจกของจริงไม่ได้ร้อนขึ้นโดยกลไกนี้ (ดูหัวขัอ เรือนกระจกจริงข้างล่าง) การโต้เถียงที่แพร่หลายมักอ้างผิดๆ ว่ามันเป็นเช่นนั้น ความคลาดเคลื่อนนี้บางครั้งยังมีปรากฏในเอกสารทางวิทยาศาสตร์หรือเอกสารของรัฐฯ (เช่น เอกสารของ อี.พี.เอ.[3]เป็นต้น)
ก๊าซเรือนกระจก
กลศาสตร์ควอนตัม เป็นวิชาที่ให้พื้นฐานสำหรับใช้คำนวณปฏิสัมพันธ์ระหว่างโมเลกุลและการแผ่กระจายรังสี ปฏิสัมพันธ์เกือบทั้งหมดนี้เกิดขึ้นเมื่อความถี่ของการแผ่กระจายรังสีที่เทียบได้กับเส้นสเปกตรัม (spectral lines) ของโมเลกุลซึ่งกำหนดโดยโหมดของการสั่นสะเทือนและการหมุนควงของโมเลกุล (การกระตุ้นทางอีเลกทรอนิกส์โดยทั่วไปใช้ไม่ได้กับการแผ่กระจายรังสีอินฟราเรดเนื่องจากความต้องการพลังงานในปริมาณที่มากกว่าที่จะใช้กับโฟตอนอินฟราเรด)
ความกว้างของเส้นสเปกตรัมเป็นองค์ประกอบสำคัญที่จะช่วยให้เกิดความเข้าใจถึงความสำคัญของการดูดกลืนการแผ่รังสี ความกว้างของสเปกตรัมในบรรยากาศโดยทั่วไปกำหนดด้วย “การแผ่กว้างของแรงดัน” ซึ่งก็คือการบิดเบี้ยวของสเปกตรัมเนื่องจากการประทะกับโมเลกุลอื่น การดูดกลืนรังสีอินฟราเรดเกือบทั้งหมดในบรรยากาศอาจนึกเปรียบเทียบได้ว่าป็นการชนกันระหว่างสองโมเลกุล การดูดกลืนที่เกิดจากโฟตอนทำปฏิกิริยากับโมเลกุลโดดมีขนาดเล็กมากๆ ปัญหาที่เกิดจากการณ์ลักษณะทั้งสามนี้คือ โฟตอน 1 ตัวและโมเลกุล 2 ตัวดังกล่าวสร้างความท้าทายโดยตรงที่ให้น่าสนใจมากขึ้นในเชิงของการคำนวณทางกลศาสตร์ควอนตัม การวัดสเปกตรัม (spectroscopic measurements) อย่างระมัดระวังในห้องทดลองให้ผลการคำนวณการถ่ายโอนการแผ่รังสีในการศึกษาบรรยากาศได้น่าเชื่อถือมากกว่าการใช้การคำนวณเชิงกลศาสตร์ควอนตัมแบบเก่า
โมเลกุล/อะตอมที่เป็นองค์ประกอบใหญ่ของบรรยากาศ ซึ่งได้แก่ออกซิเจน (O2) , ไนโตรเจน (N2) และ อาร์กอน (Ar) ไม่ทำปฏิกิริยากับรังสีอินฟราเรดมากนักขณะที่โมเลกุลของออกซิเจนและไนโตรเจนสามารถสั่นตัวได้เนื่องจากความสมดุลในตัว การสั่นตัวจึงไม่เกิดการแยกตัวเชิงภาวะชั่วครู่ของประจุไฟฟ้า (transient charge separation) การขาดความเป็น “ขั้วคู่” ของภาวะชั่วครู่ดังกล่าวจึงไม่มีทั้งการดูดกลืนเข้าและการปล่อยรังสีอินฟราเรดออก ในบรรยากาศของโลกก๊าซที่ทำหน้าที่หลักในการดูดกลืนอินฟราเรดมากที่สุดคือไอน้ำ คาร์บอนไดออกไซด์และโอโซน (O3) นอกจากนี้ โมเลกุลอย่างเดียวกันก็ยังเป็นกลุ่มโมเลกุลหลักในการปล่อยอินฟราเรด CO2 และ O3 มีลักษณะการสั่นของโมเลกุลแบบยวบยาบซึ่งเมื่ออยู่ในภาวะที่เป็นหน่วยเล็กสุด (quantum state) มันจะถูกกระตุ้นจากการชนของพลังงานที่เข้าปะทะกับบรรยากาศของโลก ตัวอย่างเช่น คาร์บอนไดออกไซด์ซึ่งเป็นโมเลกุลเป็นแบบเกาะกันตามยาวแต่มีรูปแบบการสั่นที่สำคัญคือการแอ่นตัวของโมเลกุลที่คาร์บอนไดออกไซด์ที่อยู่ตรงกลางเอนไปข้างหนึ่งและออกซิเจนแอ่นไปอีกข้างหนึ่งทำให้เกิดประจุไฟฟ้าแยกตัวออกมาเป็น “ขั้วคู่” (dipole moment) ชั่วขณะหนึ่งซึ่งทำให้โมเลกุลของคาร์บอนไดออกไซด์ดูดกลืนรังสีอินฟราเรดไว้ได้ การปะทะทำให้เกิดการถ่ายโอนพลังงานไปทำให้ก๊าซที่อยู่รอบๆ ร้อนขึ้น หรืออีกนัยหนึ่งก็คือโมเลกุลของ CO2 ถูกสั่นโดยการปะทะนั่นเอง ประมาณร้อยละ 5 ของโมเลกุล CO2 ถูกสั่นโดยที่อุณหภูมิของห้องและปริมาณร้อยละ 5 นี้เองที่เปล่งรังสีออกมา การเกิดที่สำคัญของปรากฏการณ์เรือนกระจกจึงเนื่องมาจากการปรากฏอยู่ของคาร์บอนไดออกไซด์ที่สั่นไหวง่ายเมื่อถูกกระตุ้นโดยอินฟราเรด CO2
ยังมีรูปแบบอื่นอีก 2 รูปแบบ ได้แก่การแอ่นตัวที่สมดุลไม่เปล่งรังสีกับการแอ่นตัวที่ไม่สมดุลที่ทำให้เกิดความถี่ในการสั่นสูงเกินที่จะถูกกระตุ้นได้ด้วยการปะทะจากความร้อนของบรรยากาศได้แม้มันจะยังทำหน้าที่ดูดกลืนอินฟราเรดได้บ้างก็ตาม รูปแบบการสั่นตัวของโมเลกุลของน้ำอยู่อัตราที่สูงเกินที่จะแผ่รังสีออกมาได้อย่างมีผล แต่มันยังสามารถดูดกลืนรังสอินฟราเรดที่มีความถี่สูงได้ ไอน้ำมีรูปโมเลกุลแอ่น มีขั้วคู่ที่ถาวร (ปลายของอะตอมออกซิเจนมีอีเลกตรอนมากและอะตอมของไฮโดรเจนมีน้อย) ซึ่งหมายความว่าแสงอินฟราเรดสามารถเปล่งออกและดูดกลืนได้ในระหว่างช่วงต่อของการหมุนตัวและการหมุนตัวก็เกิดได้จากการชนระหว่างการถ่ายโอนพลังงาน เมฆก็นับเป็นตัวดูดกลืนรังสีอินฟราเรดที่สำคัญ ดังนั้น น้ำจึงมีปรากฏการณ์เชิงอเนกต่อการแผ่รังสีอินฟราเรดผ่านช่วงการเป็นไอและช่วงการกลั่นตัว ตัวดูดกลืนที่สำคัญอื่นๆ รวมถึงก๊าซมีเทน ไนตรัสออกไซด์และคลอโรฟลูโอโรคาร์บอน
การโต้เถียงเกี่ยวกับความสำคัญในความสัมพันธ์ของตัวดูดกลืนรังสีอินฟราเรดชนิดต่างๆ ยังมีความสับสนที่เนื่องมาจากการทับซ้อนกันระหว่างเส้นสเปกตรัมที่เกิดจากก๊าซต่างชนิดที่ถ่างออกเนื่องจากแรงกดดันที่กว้างขึ้น ซึ่งมีผลทำให้การดูดกลืนของก๊าซชนิดหนึ่งไม่อาจเป็นอิสระจากก๊าซอื่นที่มีร่วมอยู่ในขณะนั้นได้ ช่องทางที่อาจทำได้วิธีหนึ่งคือการแยกเอาก๊าซดูดกลืนที่ต้องการวัดออก ปล่อยก๊าซดูดกลืนอื่นๆ ไว้และคงอุณหภูมิไว้ตามเดิมแล้วจึงวัดรังสีอินฟราเรดที่หนีออกสู่ห้วงอวกาศ ค่าที่ลดลงของการดูดกลืนรังสีอินฟราเรดที่วัดได้จึงกลายเป็นตัวสำคัญขององค์ประกอบ และเพื่อให้แม่นยำขึ้น การบ่งชี้ปรากฏการณ์เรือนกระจกให้ชัดเจนว่ามีความแตกต่างกันระหว่างการแผ่รังสอินฟราเรดจากผิวโลกสู่ห้วงอวกาศที่ปราศจากบรรยากาศ กับการแผ่รังสีอินฟราเรดที่หนีออกสู่ห้วงอวกาศตามที่เกิดขึ้นจริง จากนั้นจึงคำนวณอัตราร้อยละของการลดลงของปรากฏการณ์เรือนกระจกเมื่อส่วนประกอบ (constituent) ถูกแยกออกไป ตารางข้างล่างนี้คือผลการคำนวณโดยใช้วิธีนี้ ซึ่งได้ใช้แบบจำลองมิติเดี่ยวของบรรยากาศ การใช้แบบจำลอง 3 มิติที่นำมาใช้คำนวณเมื่อเร็วๆ นี้ได้ผลออกมาใกล้เคียงกัน
ก๊าซที่ถูกดึงออก
การลดปรากฏการณ์เรือนกระจก
H2O
36%
CO2
9%
O3
3%
(ที่มา: GISS-GCM ModelE simulation) [4]
ด้วยการคำนวณวิธีนี้ ทำให้เราคิดได้ว่าไอน้ำเป็นตัวที่ทำให้เกิดปรากฏการณ์เรือนกระจกประมาณร้อยละ 30 คาร์บอนไดออกไซด์ร้อยละ 9 แต่ผลจากการดึงตัวประกอบทั้งสองเมื่อนำมารวมกันจะได้มากกว่าผลรวมที่ได้จากการลดผลกระทบของตัวประกอบทั้ง 2 ตัวซึ่งในกรณีนี้มากกว่าร้อยละ 45 ข้อกำหนดที่เป็นเงื่อนไขคือตัวเลขเหล่านี้คำนวณได้โดยมีข้อแม้ว่าการกระจายของเมฆต้องตายตัว แต่การแยกเอาไอน้ำออกจากบรรยากาศทั้งๆ ที่มีเมฆมากดูจะไม่สมเหตุผลทางกายภาพเท่าใดนัก นอกจากนี้ปรากฏการณ์ของก๊าซที่กำหนดให้มักเป็นประเภทที่ในแง่ของปริมาณไม่เป็นไปตามยาว ทั้งนี้เนื่องจากการดูดกลืนโดยก๊าซ ณ ระดับหนึ่งในบรรยากาศทำให้โฟตอนแยกออกไปโดยไม่มีผลกระทบใดๆ กับก๊าซที่อยูในระดับความสูงอื่น ประเภทของการประมาณการที่ปรากฏในตารางข้างต้นมักประสบปัญหาที่เป็นที่ถกเถียงกันได้มากเกี่ยวกับปรากฏการณ์โลกร้อน การประมาณการที่แตกต่างไปที่พบในแหล่งข้อมูลอื่นๆ มักได้มาจากการนิยามที่แตกต่างกันไม่ไม่ได้สะท้อนให้เห็นถึงความไม่แน่นอนในการถ่ายโอนพลังงานที่กล่าวถึง
การป้อนกลับเชิงบวก, การกู่ไม่กลับของปรากฏการณ์เรือนกระจกและจุดพลิกผัน
จุดกู่ไม่กลับ (Tipping point) ของภาวะโลกร้อนคือจุดของการเปลี่ยนที่กระทำโดยกิจกรรมของมนุษย์ที่เสริมให้กระบวนการที่เคยเป็นไปตามปกติของธรรมชาติถึง จุดที่ไม่สามารถดึงกลับได้ อีก นักวิทยาศาสตร์ภูมิอากาศบางคนเชื่อว่าปรากฏการณ์ดังกล่าวนี้จะเกิดขึ้นในปี พ.ศ. 2560 หรืออีก 52 ปีข้างหน้า[5] ในขณะที่นักวิทยาศาสตร์คนอื่น เช่นเจมส์ แฮนเสน (James Hansen) นักวิทยาศาสตร์ภูมิอากาศคนสำคัญของนาซาเชื่อว่าช่วงเวลากู่ไม่กลับดังกล่าวได้มาถึงแล้วในขณะนี้
เมื่อมีวงวนของปรากฏการณ์ เช่นความเข้มข้นของก๊าซเรือนกระจกชนิดหนึ่งเกิดขึ้นกลายเป็นตัวเพิ่มอุณหภูมิ การป้อนกลับย่อมเกิดขึ้นเป็นวงวนดังดล่าว ถ้าปรากฏการณ์อุณหภูมิเกิดขึ้นไปในทิศทางเดียวกันการป้อนกลับก็จะเป็นเชิงบวก และถ้าเป็นไปในทิศทางตรงกันข้ามก็จะเป็นการป้อนกลับเชิงลบ ในบางครั้งผลป้อนกลับอาจเกิดขึ้นได้ด้วยเหตุเดียวกันกับแรง แต่ก็อาจเกิดโดยผ่านก๊าซเรือนกระจกตัวอื่นหรือปรากฏการณ์อื่นก็ได้ เช่นการเปลี่ยนแปลงของน้ำแข็งที่ปกคลุมผิวโลกซึ่งมีผลต่ออัตราส่วนรังสีสะท้อนของโลก
ผลป้อนกลับเชิงบวกไม่จำเป็นต้องทำให้เกิดปรากฏการณ์หนีห่าง (runaway effect) เสมอไป ด้วยการแผ่รังสีจากผิวโลกที่เพิ่มอุณหภูมิขึ้นเป็นสัดส่วนยกกำลังสี่ ผลป้อนกลับย่อมจะต้องมีระดับความรุนแรงพอที่จะสร้างปรากฏการณ์หนีห่างออกไปได้ การเพิ่มอุณหภูมิของก๊าซเรือนกระจกนี้จะทำให้เกิดไอน้ำเพิ่ม เป็นเหตุให้ร้อนเพิ่มขึ้นอีกนี้คือผลป้อนกลับเชิงบวก ปรากฏการณ์ดังกล่าวไม่อาจทำให้ปรากฏการณ์หนีห่างเกิดขึ้นได้ มิฉนั้นปรากฏการณ์หนีห่างดังกล่าวคงเกิดขึ้นมานานแล้ว ปรากฏการณ์ผลป้อนกลับเชิงบวกมีการเกิดได้ทั่วไปและคงมีตัวตนอยู่เสมอ ในขณะปรากฏการณ์หนีห่างเกิดขึ้นได้ยากกว่าและเมื่อเกิดก็ไม่อาจคงอยู่ได้ตลอดเวลา
ถ้าปรากฏการณ์จากการวนซ้ำครั้งที่สองเกิดขึ้นและมีขนาดมากกว่าการวนซ้ำครั้งแรก เหตุการณ์นี้จะทำให้เกิดปรากฏการณ์ที่เป็นกัลปาวสาน และถ้าเกิดขึ้นและให้ผลป้อนกลับที่หยุด ณ ขณะเมื่อเกิดอุณหภูมิสูงมากเรียกว่า “ปรากฏการณ์เรือนกระจกแบบหนีห่าง” ผลป้อนกลับแบบหนีห่างอาจเกิดขึ้นได้ในทิศทางตรงกันข้ามที่นำไปสู่ยุคน้ำแข็งได้ ปรากฏการณ์หนีห่างจะหยุดลงถ้าความเป็นอนันต์ของอุณหภูมิไม่เกิดขึ้น มันจะหยุดเนื่องจากเหตุต่างๆ เช่นการลดปริมาณของก๊าซเรือนกระจกหรือการเปลี่ยนของก๊าซหรือการเปลี่ยนแปลงของน้ำแข็งที่คลุมผิวโลกที่ลดลงจนไม่เหลือ หรือเพิ่มพื้นที่ปกคลุมใหญ่ขึ้นจนใหญ่ต่อไปอีกไม่ได้
ตามสมมุติฐาน “ปืนคลาเทรต” (clathrate gun hypothesis) การหนีห่างของปรากฏการณ์เรือนกระจกอาจเกิดขึ้นได้โดยการปลดปล่อยก๊าซมีเทนจากสถานะของแข็งที่เป็นผลของภาวะโลกร้อนถ้าปริมาณของมีเทนแข็งมีมากพอและมีสภาพไม่เสถียร มีการคาดคะเนว่าเหตุการณ์สูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในยุคเพอร์เมียน-ไทรแอสสิกเกิดจากปรากฏการณ์หนีห่างดังกล่าว และยังคิดกันว่าปริมาณมีเทนที่สูงขึ้นมากครั้งนั้นอาจเกิดจากที่ราบทรุนดาของไซบีเรียที่เริ่มละลาย ก๊าซมีเทนซึ่งมีความแรงในการเป็นก๊าซเรือนกระจกมากกว่าคาร์บอนไดออกไซด์ถึง 21 เท่า[7]
ปรากฏการณ์หนีห่างของเรือนกระจกมีความเกี่ยวข้องกับ CO2 และไอน้ำดังที่เกิดบนดาวพระศุกร บนดาวพระศุกรในปัจจุบันมีไอน้ำในบรรยากาศน้อยมาก ถ้าไอน้ำมีส่วนทำให้ดาวศุกรร้อนขึ้นในครั้งหนึ่งมาก่อน เชื่อกันว่าไอน้ำได้หนีออกสู่ห้วงอวกาศ ดาวพระศุกรถูกแสงอาทิตย์ทำให้ร้อนได้มากพอที่จะทำให้ไอน้ำเกิดในปริมาณมากจนแตกตัวเป็นไฮโดรเจนและออกซิเจน โดยแสงอุลตราไวโอเลต และไฮโดรเจนได้หนีหายไปในอวกาศและออกซิเจนรวมตัวกันใหม่ คาร์บอนไดออกไซด์ซึ่งเป็นก๊าซส่วนใหญ่ในบรรยากาศดาวพระศุกรในปัจจุบันเกิดจากการรวมตัวขนาดใหญ่ที่มีภาวะวัฏจักรของคาร์บอนไดออกไซด์ไม่เพียงพอเมื่อเทียบกับวัฏจักรดังกล่าวบนโลก ซึ่งคาร์บอนไดออกไซด์ที่ปล่อยออกมาเป้นจำนวนมากจากภูเขาไฟถูกเก็บไว้โดยแผ่นทวีปของโลกตามกาลเวลาทางธรณีวิทยาที่ผ่านมา
ปรากฏการณ์เรือนกระจกโดยกิจกรรมของมนุษย์
การผลิต CO2 จากกิจกรรมทางอุตสาหกรรม (ที่เผาผลาญเชื้อเพลิงฟอสซิล) เพิ่มขึ้นรวมทั้งกิจกรรมของมนุษย์ในการผลิตซิเมนต์และการทำลายป่า [10] ได้ทำให้ CO2 มีปริมาณความเข้มเพิ่มขึ้น การวัด คาร์บอนไดออกไซด์ที่หอดูดาวโมนาลัวแสดงให้เห็นว่า CO2 ได้เพิ่มจาก 313 ppm (ส่วนต่อล้านส่วน) ใน พ.ศ. 2503 มาเป็น 375 ppm ใน พ.ศ. 2548 การสังเกตปริมาณของ CO2 ในปัจจุบัน พบว่ามีปริมาณเกินจากตัวเลขที่ได้บันทึก CO2 สูงสุด (~300 ppm) ที่ได้จากข้อมูลแกนน้ำแข็ง[11] เนื่องจากมันเป็นก๊าซเรือนกระจก การเพิ่มระดับของ CO2 ย่อมจะต้องเพิ่มอุณหภูมิเฉลี่ยของโลก โดยอาศัยการศึกษาจากเอกสารทางวิทยาศาสตร์จำนวนมากที่มีอยู่ องค์คณะระหว่างรัฐบาลว่าด้วยการเปลี่ยนแปลงภูมิอากาศ ได้สรุปว่า “การเพิ่มอุณหภูมิเฉลี่ยของโลกที่เห็นได้ชัดนับแต่ช่วงประมาณกลางคริสต์ศตวรรษที่ 20 (ประมาณ พ.ศ. 1950) ว่าเกิดจากการเพิ่มก๊าซเรือนกระจกโดยกิจกรรมของมนุษย์”[12]
นานกว่าเมื่อ 800,000 ปีที่ผ่านมา[13] ข้อมูลแกนน้ำแข็ง ได้แสดงให้เห็นโดยไม่คลุมเครือได้ว่าคาร์บอนไดออกไซด์ได้ผันแปรจากค่าที่ต่ำถึง 180 ppm มาที่ 270 ppm ในยุคก่อนอุตสาหกรรม[14] นักภูมิอากาศดึกดำบรรพ์ ( paleoclimatologists) บางคนให้ความเห็นว่าการแปรผันของคาร์บอนไดออกไซด์เป็นปัจจัยหลักในการควบคุมการเปลี่ยนแปลงภูมิอากาศในช่วงเวลาที่ผ่านม
เรือนกระจก
เรือนกระจกสมัยใหม่ในสวนพฤกษศาสตร์ไวสเลย์ RHS Wisley
คำว่า “ปรากฏการณ์เรือนกระจก” มีต้นตอมาจากเรือนกระจกที่ใช้ปลูกต้นไม้หรือทำสวนในเขตหนาว แต่ก็เป็นชื่อที่ผิดเพราะการทำงานของเรือนกระจกมีความแตกต่างกับปรากฏการณ์เรือนกระจก[16][17] เรือนกระจกทำด้วยกระจก การร้อนขึ้นเกิดจากการอุ่นขึ้นของพื้นภายในเรือนซึ่งเป็นตัวทำให้อากาศในเรือนอุ่นขึ้น อากาศค่อยๆ ร้อนขึ้นเพราะมันถูกกักไว้ในเรือนกระจก ต่างกับสภาพนอกเรือนกระจกที่อากาศอุ่นใกล้ผิวพื้นลอยตัวขึ้นไปผสมกับอากาศเย็นตอนบน ซึ่งทดลองได้โดยการลองเปิดช่องเล็กๆ ตอนบนสุดของเรือนกระจก อุณหภูมิอากาศภายในจะเย็นลงทันที ซึ่งเคยมีการทดลองมาแล้ว (Wood, 1909) โดยการสร้างเรือนกระจกด้วยเกลือหิน (ซึ่งโปร่งแสงอินฟราเรด) และทำให้อุ่นได้เหมือนกับที่สร้างด้วยกระจก ดังนั้นการอุ่นขึ้นของอากาศจึงเกิดจากการป้องกันไม่ให้เกิด “การพาความร้อน” แต่ปรากฏการณ์เรือนกระจกของบรรยากาศกลับลด “การสูญเสียการแผ่รังสี” ไม่ใช่การพาความร้อน ดังนั้นจึงอาจพบแหล่งข้อมูลเกี่ยวกับการอุปมาเรือนกระจกที่ผิดๆ ได้มาก[18] [19] ถึงแม้ว่ากลไกขั้นต้นของการร้อนขึ้นของเรือนกระจกคือการป้องกันไม่ให้เกิดการผสมกับอากาศอิสระของบรรยากาศภายนอกก็ตาม คุณสมบัติการกระจายรังสีของกระจกก็ยังมีความสำคัญเกษตรกรผู้ปลูกต้นไม้เชิงพาณิชญ์อยู่ ด้วยการพัฒนาสมัยใหม่ของพลาสติกและกระจกที่ใช้กับเรือนกระจกทำให้ผู้ใช้สามารถเลือกชนิดการปลดปล่อยรังสีดวงอาทิตย์ได้ตามชนิดของพืชที่ต้องการแสงในสิ่งแวดล้อมที่แตกต่างกัน
วันจันทร์ที่ 1 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2553
เอกภพ ดาราจักร และระบบสุริยะ
กำเนิดเอกภพ
ทฤษฏีบิกแบง (The Big Bang Theory)
การที่นักเรียนจะทำความเข้าใจกับการเคลื่อนที่ของกาแล็กซีในอดีต ให้นักเรียนลองจินตนาการว่า ถ้านักเรียนหมุนเวลากลับไปในอดีตได้ กาแล็กซีต่างๆย่อมเคลื่อนที่เข้าหากันแทนที่จะเคลื่อนที่ห่างออกจากกัน สสารทั้งหมดในเอกภพจะกลับไปรวมที่จุดเดียวกัน เมื่อเวลาหลายพันล้านปีที่ผ่านมาเอกภพควรจะมีขนาดเล็ก มีความร้อนและความหนาแน่นสูงมาก จากนั้นเอกภพก็ระเบิดออกมา อย่างที่นักดาราศาสตร์เรียกว่า การระเบิดครั้งใหญ่ หรือ บิกแบง (Big bang) นั่นเอง
ตามทฤษฎีบิกแบง เอกภพก่อกำเนิดขึ้นเมื่อประมาณ 10,000 ถึง 15,000 ล้านปีที่ผ่านมา ตั้งแต่เกิดบิกแบงเอกภพได้ขยายตัวขึ้นอย่างรวดเร็ว เพราะการระเบิดครั้งใหญ่ทำให้เอกภพมีขนาดใหญ่ขึ้นเป็นหลายพันล้านเท่า เพื่อที่จะทำความเข้าใจกับการเปลี่ยนแปลงขนาดของเอกภพ ให้นักเรียนนึกภาพของถั่วเม็ดเล็กๆว่าถ้านักเรียนสามารถเป่าถั่วเม็ดเล็กๆ นี้ให้มีขนาดใหญ่เท่ากับโลกได้ นั่นคือการทำให้ขยายตัวขึ้นพันล้านเท่า เอกภพก็เป็นเช่นเดียวกันกับถั่วเม็ดนี้ที่เคยมีขนาดเล็กมาก่อนและขยายตัวขึ้นเรื่อยๆอย่างรวดเร็วตั้งแต่เกิดการระเบิดครั้งใหญ่ นักดาราศาสตร์สรุปได้ว่า การเคลื่อนที่ออกจากกันของกาแล็กซีเป็นผลมาจากการขยายตัวของเอกภพ หลังจากการระเบิดครั้งใหญ่หรือบิกแบงนั่นเอง
ในเมื่อนักดาราศาสตร์สามารถประมาณอัตราการขยายตัวของเอกภพได้ ดังนั้นจึงสามารถทราบได้ว่า เอกภพของเราจะขยายตัวนานต่อไปอีกเท่าใด นักดาราศาสตร์คาดว่าเอกภพจะขยายตัวนานต่อไปอีกเป็นเวลาถึง 10,000 ถึง 15,000 ล้านปี
อนาคตของเอกภพ
อนาคตของเอกภพจะเป็นอย่างไร เอกภพจะยังคงขยายตัวต่อไปเรื่อย ๆ จนกระทั่งถึงวันหนึ่งที่ดาวฤกษ์ทุกดวงจะเผาผลาญเชื้อเพลิงจนหมดไป ในที่สุดเอกภพจะเย็นลงและมืดสนิท หรือถ้าไม่เป็นเช่นนั้น อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงอาจจะดึงให้เอกภพค่อย ๆ ยุบรวมตัวกัน ซึ่งจะทำให้เกิดการหดตัวกลับของเอกภพในทิศทางที่ตรงกันข้ามกับบิกแบง เรียกว่า “บิกครันช์” (Big Crunch) สสารทั้งหมดหดตัวลงเรื่อย ๆ และกลายเป็นหลุมดำขนาดมหึมา
ถ้าจะถามว่าความเป็นไปได้อันไหนจะเกิดขึ้น คำตอบก็จะขึ้นอยู่กับค่าแรงโน้มถ่วงว่า มากพอที่จะดึงกาแล็กซีต่าง ๆ กลับเข้าหากันได้หรือไม่ ซึ่งค่าแรงโน้มถ่วงนี้ขึ้นอยู่กับมวลสารทั้งหมดที่มีอยู่ในเอกภพ เป็นการยากเพราะว่ามวลสารบางส่วนอยู่ในรูปของอนุภาคที่ไม่แผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมา จากหลักฐานที่เรามีอยู่ในปัจจุบันพบว่า เอกภพมีแรงโน้มถ่วงไม่มากพอที่จะดึงกาแล็กซีกลับเข้าหากันได้ อย่างไรก็ตาม ยังมีการทำวิจัยทางด้านนี้อยู่เพื่อพยายามหาคำตอบให้ได้
วิชาดาราศาสตร์เป็นวิชาวิทยาศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดแขนงหนึ่ง แต่ยังคงมีการค้นพบใหม่ ๆ เกิดขึ้นมากมาย และมีปัญหาที่ยังรอคำตอบอยู่อันเกี่ยวเนื่องกับเอกภพของเรา
ดาราจักร (Galaxy)
ดาราจักร หมายถึง อาณาจักรหรือเมืองของดาวฤกษ์ ตรงกับภาษาอังกฤษว่า กาแล็กซี (Galaxy) ในดาราจักรหนึ่งๆ มีดาวฤกษ์เป็นแสนล้านดวง ระหว่างดาวฤกษ์เป็นอวกาศ บางแห่งมีฝุ่นและแก๊สรวมกันอยู่เรียกว่า เนบิวลา ดาราจักรจึงมีดาวฤกษ์และเนบิวลาเป็นองค์ประกอบสำคัญ ณ ศูนย์กลางของดาราจักรอาจมีหลุมดำแรงโน้มถ่วงสูงสามารถส่งแรงไปถึงดาวฤกษ์ทำให้ดาวฤกษ์ทั้งหลายเคลื่อนรอบใจกลางของดาราจักรคล้าย ๆ ดาวเคราะห์และบริวารเคลื่อนรอบดวงอาทิตย์ในระบบสุริยะ ดวงดาวทั้งหลายที่เห็นบนฟ้าเป็นดาวที่อยู่ในดาราจักรของเราหรือดาราจักรทางช้างเผือก ทั้งนี้เพราะดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในดาราจักรของเราอยู่ในทางช้างเผือกซึ่งที่คล้ายเมฆบางๆ อยู่โดยรอบท้องฟ้า ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่งในดาราจักรของเรา
ภาพดาราจักร
ภาพ กาแล็กซีทางช้างเผือก
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ดาราจักรที่เราอยู่ใกล้ดาราจักรทางช้างเผือกมากที่สุด คือ ดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่ อยู่ห่างออกไปประมาณ 170,000 ปีแสง นอกจากนี้ยังมีดาราจักรแมกเจลแลนเล็กเป็นดาราจักรเพื่อนบ้านอีกแห่งหนึ่งที่อยู่ห่าง 190,000 ปีแสง เราสามารถมองเห็นดาราจักรทั้งสองได้ด้วยตาเปล่า ดาราจักรอื่นที่อาจมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าคือดาราจักรแอนโดรเมดาซึ่งอยู่ห่าง 2.2 ล้านปีแสง
ฮับเบิล นักดาราศาสตร์ชาวสหรัฐได้แบ่งดาราจักรออกเป็น 4 ประเภท ได้แก่
แบบสไปรัล หรือกังหัน มีจุดกลางสว่างและมีแขน ถ้าจุดกลางสว่าวชัดเจนพร้อมแขนหลายแขนที่มีรูปร่างเด่นชัดใกล้ชิดกัน เรียกว่า สไปรัลเอสเอ (Sa) ถ้าจุดกลางไม่สว่างมากและแขนหลวม ๆ เรียกว่า สไปรัลเอสบี (Sb) ถ้าจุดกลางไม่เด่นชัดและแขนแยกออกจากกันมากเรียกว่า สไปรัลเอสซี (Sc) ดาราจักรของเราอยู่ในประเภทเอสบี ดาราจักรเอสบีที่อยู่ใกล้เราที่สุด คือดาราจักรแอนโดรเมดา
แบบบาร์สไปรัล มีแกนกลางสว่างและมีแขน เป็นดาราจักรที่มีแกนเป็นศูนย์กลาง ที่ปลายของแกนทั้งสองข้างมีแขนต่อออกไปเป็นกังหันแบ่งเป็น 3 ระดับคือ เอสบีเอ (Sba)มีแกนกลางสว่างชัดเจนพร้อมแขนเด่นชัด เอสบีบี (SBb) มีแกนกลางไม่สว่างมากพร้อมแขนหลวมๆ และ เอสบีซี (SBc) มีแกนกลางไม่เด่นชัดและมีแขนหลวม ๆ ที่แยกจากกัน
แบบรูปไข่ บริเวณกลางสว่างเป็นรูปไข่ที่มีความแบนต่างๆ กันตั้งแต่ อี7 (E7=Elliptical7) ถึงอีศูนย์ถ้าแบนมากตรงกับอี 7
แบบไร้รูปร่าง เป็นดาราจักรที่ไม่มีรูปแบบดังกล่าวข้างต้น เช่นดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่ และดาราจักรแมกเจลแลนเล็ก เป็นต้น
ในเอกภพมีดาราจักรทั้งหมดประมาณหมื่นล้านดาราจักรซึ่งเป็นแบบมีแขนประมาณ 30%แบบรูปไข่ 60 % และแบบไร้รูปร่าง 10 % ดาราจักรของเรามีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง ดวงอาทิตย์อยู่ที่แขนห่างจุดกลาง 30,000ปีแสง เคลื่อนรอบศูนย์กลางรอบละ 200 ล้านปี โดยกำลังพาเหล่าบริวารมุ่งหน้าไปทางกลุ่มดาวพิณใจกลางของดาราจักรทางของเราอยู่ทางกลุ่มดาวคนยิงธนู ถ้าดูดาราจักรของเราทางด้านข้างจะเห็นเป็นรูปคล้ายจานข้าว 2 จ้านประกบกัน แต่เมื่อดูจากด้านบนจะเป็นรูปกังหันหรือสไปรัลเอสบี
เราไม่สามารถถ่ายภาพดาราจักรของเราทั้งหมดได้เพราะเราอยู่ภายในดาราจักรของเรา แต่สามารถถ่ายภาพท้องฟ้าทุกทิศทางแล้วนำมาประกอบกันขึ้นบนทรงกลมท้องฟ้าที่มีแนวทางช้างเผือกเป็นเส้นแบ่งครึ่งของทรงกลม พบว่าดาวส่วนใหญ่อยู่หนาแน่นในทางช้างเผือก และนับว่าเป็นภาพโมเสคของดาราจักรของเราที่สวยงาม
ดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่
เป็นดาราจักรเพื่อนบ้านของดาราจักรของเรา อยู่ห่าง 170,000 ปีแสง เป็นดาราจักรที่อยู่ใกล้เราที่สุดและเป็นประเภทไร้รูปร่าง
ดาราจักรแอนโดรเมดา
เป็นดาราจักรแบบเอสบี อยู่ห่างดาราจักรของเรา 2.2 ล้านปีแสง มีชื่อเรียกอีกอย่างหนึ่งว่า เอ็ม 31 หรือเอ็นจีซี 224 มีดาราจักรข้างเคียง 2 แห่ง คือ เอ็ม 32 และเอ็มจีซี 205
เอ็นจีซี 1300 เป็นดาราจักรประเภทมีแกนกลางสว่างและมีแขน( ภาพถ่ายจากหอดูดาว)
เอ็นจีซี 4486 หรือเอ็ม87 อยู่ในกลุ่มดาวผู้หญิงสาว เป็นดาราจักรรูปทรงกลม (ภาพถ่ายจากหอดูดาวแห่งชาติคิดพีค)
ควอซาร์ ( Quasars)
ย่อมาจากคำว่า Quasi Stellar Radio Source แปลว่า แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่เป็นวัตถุกึ่งดาวเรียกย่อ ๆ ว่า วัตถุกึ่งดาวและภาพถ่ายของควอซาร์มีลักษณะคล้ายภาพของดาวฤกษ์แต่ให้พลังงานมากกว่า พบครั้งแรกเมื่อ พ.ศ. 2503 มีการค้นหาอย่างเป็นระบบเมื่อปี พ.ศ. 2522 พบว่า ควอซาร์ที่มีอันดับความสว่างมากกว่า 8 มีประมาณ 20,000แห่ง ถ้ารวมพวกที่ริบหรี่กว่านี้จะต้องมีควอซาร์เป็นจำนวนมาก
ควอซาร์ให้พลังงานในช่วงคลื่นรังสีเอกซ์ด้วย ดาวเทียมไอน์สไตน์ซึ่งสำรวจวัตถุท้องฟ้าในช่วงคลื่นรังสีเอกซ์พบว่า 70 % ของวัตถุที่สำรวจเป็นควอซาร์ สเปกตรัมของควอซาร์เคลื่อนที่ไปทางคลื่นสีแดงค่อนข้างมากอัตราการเคลื่อนที่ของคลื่นหรือความยาวคลื่นที่เปลี่ยนไปหารด้วยความยาวคลื่นสูงถึง 3.53 และส่วนใหญ่จะมากกว่า 1.0 ในกรณีเท่ากับเราออกไปด้วยความเร็ว 91 % ของความเร็วแสง
ปัจจุบันมีผู้เสนอทฤษฎีเกี่ยวกับโมเดลของควอซาร์หลายทฤษฎี เช่น ทฤษฎีหนึ่งกล่าวว่า ควอซาร์เป็นแก๊สที่มีเนื้อสารมหาศาลขนาดหลายร้อยถึงหลายล้านเท่าของดวงอาทิตย์กำลังยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงทำให้โมเลกุลของแก๊สเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูง บางทีจะกลายเป็นหลุมดำพลังงานที่วัดได้ มาจากพลังงานศักย์ของแรงโน้มถ่วงที่แผ่ออกมาขณะยุบตัวลง
อีกทฤษฎีหนึ่งกล่าวว่าควอซาร์เป็นดาราจักรที่กำลังเกิดขึ้น ส่วนอีกทฤษฎีหนึ่งบอกว่าเป็นดาราจักรอายุมากซึ่งดาวฤกษ์ ณ ศูนย์กลางกำลังชนกัน ฟิลลิป มอร์ริสัน ตั้งสมมติฐานว่าควอซาร์เป็นดาราจักรที่มีแกนกลางหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงและแกนกลางเป็นแก๊สร้อนมีเนื้อสารเป็นร้อยล้านเท่าของดวงอาทิตย์อยู่ภายในรัศมี 0.1 ปีแสง โมเดลแบบหมุนนี้ให้มีสนามแม่เหล็กปานกลางด้วย ทำให้อนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าและอิเล็กตรอนที่เคลื่อนออกจากแกนกลางไปตัดสนามแม่เหล็ก เกิดเป็นพลังงานที่วัดได้จากโลก ในขณะที่แก๊สสูญเสียอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าเหล่านี้แกนกลางจะหดตัวลงทำให้ต้องหมุนเร็วขึ้นเพื่อให้กระบวนการดำเนินต่อไปเรื่อยๆ
ควาซาร์จึงอาจเป็นดาราจักรที่มีแกนกลางกำลังปั่นป่วน หรืออาจเป็นวัตถุที่อยู่ไกลที่สุดในเอกภพ
ดาวเคราะห์
ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ
การศึกษาเรื่องของดาวเคราะห์ได้เริ่มมาแล้วแต่อดีตกาล ทั้งนี้เพราะมนุษย์สังเกตเห็นว่ามีดาวบางดวงลักษณะการเคลื่อนที่แตกต่างจากดาวโลกทั่ว ๆ ไป แต่ความรู้ที่ได้จากการศึกษาอดีตกาลไม่ก้าวหน้าไปมากนัก เพราะการศึกษาตาเปล่าคงสังเกตได้แต่เพียงความสว่างและสีดาวเท่านั้น ต่อมาเมื่อกาลิเลโอได้ประดิษฐูกล้องโทรทรรศน์ขึ้นและสำรวจพบดวงจันทร์ของดาวพฤหัส ทำให้การศึกษาดาวเคราะห์ก้าวหน้าขึ้น
ปัจจุบันการศึกษาดาวเคราะห์นอกจากสังเกตด้วยตาเปล่า อาศัยกล้องโทรทรรศน์ และถ่ายภาพแล้ว ยังได้มีการส่งยานอวกาศขึ้นไปศึกษาดาวเคราะห์ด้วย สำหรับยานอวกาศที่ส่งขึ้นไปนั้น บางลำจะโคจรไปรอบๆ ดาวเคราะห์แล้วถ่ายรูปส่งกลับมา บางลำสามารถลงบนดาวเคราะห์ได้ พร้อมทั้งตรวจสอบข้อมูลต่างๆ ที่ต้องการศึกษา บางลำบินผ่านเข้าไปใกล้ๆ แล้วถ่ายรูปส่งกลับมายังโลก ต่อไปนี้เป็นข้อมูลที่ได้จากการศึกษาดาวเคราะห์จนถึงปัจจุบัน
ภาพดาวเคราะห์ในระบบสุริยะจักรวาล
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
1. ดาวพุธ (Mercury)
ดาวพุธเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด โดยโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรีมากที่สุด มีระยะห่างเฉลี่ยจากดวงอาทิตย์ 58 ล้านกิโลเมตร (36 ล้านไมล์) ประมาณ 4 ใน 10 ของระยะทางเฉลี่ยของโลก ฉะนั้นดาวพุธจึงอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เฉลี่ย 0.4 A.U.
เนื่องจากดาวพุธเป็นดาวเคราะห์วงในและมีค่าอีลองเกชั้นสูงสุดประมาณ 28o เราจึงไม่เคยเห็นดาวพุธขึ้นสูงจากขอบฟ้าเกิน 28o ในตอนใกล้รุ่งเพราะหลังจากนั้นแสงจากดวงอาทิตย์จะกลบแสงจากดาวพุธเสียหมด ดาวพุธโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลาเพียง 88 วัน แต่หมุนรอบตัวเองช้ามากถึง 59 วัน ฉะนั้นในตำแหน่งที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด อุณหภูมิที่ผิวจะแตกต่างกันมากระหว่างกลางวันและกลางคืน กลางวันมีอุณหภูมิสูงถึง 500 oC ตรงขอบรอยต่อระหว่างกลางวันและกลางคืน อุณหภูมิลดลงเหลือ 150oC การที่อุณหภูมิแตกต่างกันมากเช่นนี้ เพราะดาวพุธหมุนรอบตัวเองช้าและไม่มีบรรยากาศ
2. ดาวศุกร์ (Venus)
ดาวศุกร์และโลกทั้งสองดวงนี้เหมือนดาวฝาแฝดกัน เพราะทั้งมวลและความหนาแน่นใกล้เคียงกันมาก จึงมีขนาดใกล้เคียงกันมาก ดาวศุกร์มีรัศมี 0.95 เท่าของโลก มีมวล 0.815 ของโลก และความหนาแน่นเฉลี่ย 5.2 กรัมต่อลูกบาศก์เซ็นติเมตร ซึ่งน้อยกว่าโลกเล็กน้อย แม้ว่าจะมีอะไรคล้ายคลึง แต่ก็มีหลาย ๆ อย่างแตกต่างกัน โลกของเรามีมหาสมุทร มีพายุฝน บรรยากาศมีแก๊สออกซิเจน ในมหาสมุทรก็มีสัตว์น้ำว่ายไปมา ส่วนดาวศุกร์มีอุณหภูมิสูงถึง 750 K บรรยากาศเต็มไปด้วยแก๊สคาร์บอนไดออกไซด์ ดาวศุกร์อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่าดาวพุธ แต่อยู่ใกล้กว่าโลกระยะห่างเฉลี่ย 0.7 A.U. เป็นดาวเคราะห์ที่โคจรใกล้โลกของเรามาก ในขณะที่อยู่ใกล้โลกจะห่างเพียง 45 ล้านกิโลเมตร
เนื่องจากดาวศุกร์มีเมฆหุ้มห่ออยู่อย่างหนาแน่น ทำให้มองไม่เห็นพื้นผิวของดาวศุกร์ถ้าจะตรวจวัดการหมุนรอบตัวเองโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ใช้แสงธรรมดาย่อมทำไม่ได้ จึงได้มีการใช้คลื่นเรดาร์เจาะทะลุผ่านเมฆเข้าไปยังพื้นผิวและสะท้อนกลับมา ซึ่งได้กระทำกันในปี พ.ศ. 2504 โดยวิธีนี้ทำให้ตรวจพบว่า ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเอง ใช้เวลา 243 วัน และในปี พ.ศ. 2505 ยังได้ตรวจพบอีกว่า ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเองในทิศทวนทิศกับการโคจรรอบดวงอาทิตย์ ซึ่งแตกต่างจากการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ
ดาวศุกร์โคจรรอบดวงอาทิตย์เกือบเป็นวงกลม ระนาบวงโคจรเอียงเพียง 3o 23’ 40” กับระนาบอีคลิปติก ใช้เวลา 224.701 วัน
3. โลก (The Earth)
โลกเป็นดาวเคราะห์ดวงที่สามในระบบสุริยะอยู่ถัดจากดาวศุกร์ออกมาจัดเป็นดาวเคราะห์วงใน ( Inner planets) และเป็นดาวเคราะห์ในกลุ่มเดียวกับดาวพุธ ดาวศุกร์ และ ดาวอังคาร เพราะเป็นดาวที่มีลักษณะคล้ายกัน มีขนาดไล่เลี่ยกับดาวศุกร์ อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 1 A.U ถ้ามีมนุษย์อยู่บนดาวเคราะห์ดวงอื่น เช่น ดาวอังคาร เมื่อมองมายังโลกจะเห็นมีลักษณะ สดใส ส่วนใหญ่ปกคลุมด้วยเมฆจึงทำให้มองเห็นพื้นผิวได้เพียงเล็กน้อย พื้นผิวมีสีน้ำเงินแกมเขียวของน้ำทะเล ส่วนพื้นผิวที่ไม่ใช่น้ำจะมีสีค่อนไปทางสีน้ำตาล
บรรยากาศของโลกมีคาร์บอนไดออกไซด์อยู่เล็กน้อย มีออกซิเจนประมาณ 20 % มีไนโตรเจนเป็นส่วนใหญ่ บริเวณแถบขั้วโลกปกคลุมด้วยน้ำแข็ง ฉะนั้นเมื่อมองจากดาวเคราะห์ดวงอื่น จะมองเห็นขั้วโลกขาวคล้ายครอบด้วยหมอก ซึ่งเรียกว่า “ polar cap” เช่นเดียวกับเรามองดูดาวอังคาร
โลกจัดเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ในลักษณะพอเหมาะ คือ ห่างจากดวงอาทิตย์ไม่มากและ ไม่น้อยเกินไป ทำให้อุณหภูมิไม่ร้อนจัดเหมือนดาวพุธ และไม่หนาวจัดเหมือนดาวเคราะห์รอบนอกนอกจากนี้ยังมีบรรยากาศหุ้มห่อ ทำให้อุณหภูมิในช่วงกลางวันและกลางคืนไม่แตกต่างกันมาก จึงมีสิ่งมีชีวิตอุบัติขึ้นบนโลกของเราได้ โลกเป็นดาวเคราะห์ดวงในที่สุดมีดาวบริวาร 1 ดวง คือ ดาวจันทร์
4. ดาวอังคาร (Mars)
ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์ดวงที่ 4 ในระบบสุริยะ โดยอยู่ถัดจากโลกออกไปเมื่อมองดูในท้องฟ้าจะมีสีแดงจึงจัดเป็นดาวเคราะห์ที่น่าสนใจของนักวิทยาศาสตร์และผู้คนที่ไม่ใช่นักวิทยาศาสตร์ สิ่งที่กระตุ้นให้ผู้คนสนใจกันมากก็เนื่องจากเซียปาเรลลี ชาวอิตาลีใช้กล้องโทรทรรศน์ดูดาวอังคาร และเขียนรายงานว่า เขาเห็นเส้นดำบางพาดกันเป็นตาข่าย เขาเรียกว่า Canali ( แปลว่า ช่องแคบ) และมีผู้แปลคำว่า Canali เป็น Canal (คลอง) ทำให้เข้าใจว่าเป็นคลองซึ่งดูเหมือนเกิดขึ้นจากการขุดของสิ่งมีชีวิต ปัจจุบันเราทราบว่า ที่เข้าใจว่าเป็นคลองบนดาวอังคารนั้นไม่มี จากการศึกษาล่าสุดแสดงว่า เคยมีน้ำในสมัยดั้งเดิม และสิ่งนี้เป็นหลักฐานให้นักดาราศาสตร์หวังว่าในช่วงที่มีน้ำนั้นน่าจะมีสิ่งมีชีวิตอุบัติขึ้น
ดาวอังคารจัดเป็นดาวเคราะห์ขนาดเล็กมีเส้นผ่าศูนย์กลางเพียง 6,800 กม. มีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของดาวศุกร์หรือโลก ใหญ่กว่าดาวพุธประมาณเท่าครึ่ง แต่เนื่องจากดาวอังคารอยู่ห่างจากโลก 1.6 A.U. คือ ประมาณเท่าครึ่งของโลกทำให้ได้รับพลังงานน้อย อุณหภูมิที่ผิวจึงต่ำ ทำให้พอมีบรรยากาศห่อหุ้มอยู่บ้างแต่มีเพียงบางๆ บรรยากาศมีความกดดันเพียง 1% ของความกดดันบนโลกแต่อาจจะมีเพียงพอสำหรับสิ่งมีชีวิตได้
ดาวอังคารมีรัศมี 3,380 กม. มีมวล 0.107 เท่าของมวลโลก มีความหนาแน่นเฉลี่ย 3.97 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร มากกว่าดวงจันทร์ รูปร่างของดาวอังคารเกือบเป็นทรงกลม
ดาวอังคารโคจรรอบดวงอาทิตย์ 1 รอบ ใช้เวลา 687 วัน ประมาณ 23 เดือนบนโลก เนื่องจากแกนของดาวอังคารเอียงทำมุม 23O กับระนาบวงโคจร ต่างจากโลกเพียงครึ่งองศา ทำให้ดาวอังคารมีฤดูกาลเช่นเดียวกับโลก แต่ฤดูหนึ่ง ๆ จะยาวประมาณ 2 เท่าของฤดูบนโลกของเรา และจากการที่ดาวอังคารมีฤดูกาลนี่เอง เมื่อมองจากโลกจึงมองเห็นสีสันเปลี่ยนไปเป็นสีออกทางเขียวๆ ในฤดูใบไม้ผลิบนดาวอังคาร ครึ่งปีต่อมาจะเห็นสีเช่นเดียวกันนี้ทางซีกใต้ จึงทำให้เชื่อกันว่าการเปลี่ยนแปลงสีนี้เกิดจากการมีพืชบนดาวอังคาร
5. ดาวพฤหัส (Jupiter)
ดาวพฤหัสเป็นดาวเคราะห์ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ ดาวดวงนี้ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ ประมาณถึง 85% ของมวลทั้งหมด ทั้งๆ ที่นักวิทยาศาสาตร์ยังไม่แน่ใจส่วนประกอบทางเคมีของโลกซึ่งเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ตัวที่สุด เพราะสามารถเจาะโพรงลงไปได้ลึกที่สุดเพียง 0.25% ของรัศมีโลก คิดเป็นความลึกประมาณ 16 กม. เท่านั้น
ดาวพฤหัสเป็นดาวเคราะห์ที่มีมวลมากที่สุด คือ 317.83 เท่าของมวลโลก และมีขนาดใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ (มวลรวมทั้งหมดของระบบดาวเคราะห์ และรวมทั้งวัตถุขนาดเล็กทั้งหมดที่เป็นบริวารของดวงอาทิตย์มีค่าเท่ากับ 448 เท่าของมวลของโลก) จึงนับว่าเป็นมวลส่วนใหญ่ของระบบดาวเคราะห์รอบดวงอาทิตย์ได้กล่าวแล้วว่า ดาวพฤหัสอาจไม่มีพื้นผิวแข็งเหมือนโลก เมื่อมองผ่านกล้องโทรทรรศน์จะเห็นเป็นแถบเมฆห่อหุ้มเอาไว้ขนานกับเส้นศูนย์สูตรและช้าลงเล็กน้อยในละติจูดสูงขึ้น ทุกๆ 50 วัน แถบเมฆที่ศูนย์สูตรจะหมุนได้มากกว่าที่ใกล้ขั้ว 1 รอบ เนื่องจากดาวพฤหัสหมุนรอบตัวเองเร็ว จึงมีลักษณะป่องกลาง เพราะบริเวณศูนย์สูตรมีแรงเหวี่ยงมาก
ดาวพฤหัสโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรี ด้วยคาบ 4332.589 วัน หรือ 11.86223 ปี มีระนาบวงโคจรทำมุมกับระนาบอีคลิปติคเท่ากับ 1o 18’ 17” แกนหมุนรอบตัวเองของดาวพฤหัสทำมุม 3o 05’ กับเส้นตั้งฉากกับระนาบวงโคจร คือเกือบตั้งฉากกับระนาบวงโคจร ทำให้ดาวพฤหัสไม่มีฤดูกาลเช่นโลกหรือดาวอังคาร
ลักษณะพิเศษน่าสนใจทีสุดบนดาวพฤหัส คือ จุดแดงใหญ่ (Great red spot) เป็นวงรีใหญ่มีสีค่อนข้างแดง มีขนาดกว้าง 14,000 กม. ยาว 30,000 กม. มีผู้ติดตามรูปลักษณะของจุดแดงใหญ่นี้มามากกว่าสามศตวรรษพบว่ารูปลักษณ์คงตัว แม้ว่าทั้งสีและรูปร่างเปลี่ยนแปลงไปในบางปี
6. ดาวเสาร์ (Saturn)
ดาวเสาร์นับเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สวยที่สุดในระบบสุริยะ และเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สวยที่สุดเมื่อเรามองดูในท้องฟ้าผ่านกล้องโทรทรรศน์ แม้แต่กล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กๆ ก็สามารถมองเห็นระบบวงแหวนของดาวเสาร์ได้
ดาวเสาร์เป็นดาวเคราะห์ยักษ์เช่นเดียวกับ ดาวพฤหัส ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 9.5 A.U. จึงทำให้โคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลานานถึง 29.4577 ปี ดาวเสาร์หมุนรอบตัวเองเร็วมากใช้เวลาเพียง 10 ชม. 14 นาที มากกว่าดาวพฤหัสเล็กน้อย ทำให้ดาวเสาร์มีความแป้นที่สุด ดาวเสาร์มีมวล 95.147 เท่าของโลก เนื่องจากมีขนาดใหญ่รองลงมาจากดาวพฤหัสจึงมีความหนาแน่นเพียง 0.7 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งน้อยกว่าความหนาแน่นของน้ำ ทำให้มีผู้กล่าวว่า ดาวเสาร์ลอยน้ำได้
ดาวเสาร์มีลักษณะพิเศษที่มองเห็นจากกล้องโทรทรรศน์ คือ มีวงแหวน (ปัจจุบันดาวพฤหัสและดาวยูเรนัส ก็พบว่ามีวงแหวนเช่นเดียวกับ) ระบบวงแหวนทั้งหมดของดาวเสาร์อยู่ในขอบเขตโรเช่ ( เป็นอาณาเขตรอบๆ วัตถุที่มีมวลมาก เมื่อวัตถุอื่นเข้ามาสู่บริเวณนี้จะถูกแรงโน้มถ่วงที่แตกต่างของวัตถุมวลมาก ดึงฉีกให้แตกสลายเป็นชิ้นเล็กๆ) ลักษณะปรากฏของวงแหวนเมื่อสังเกตจากโลกเปลี่ยนแปลงไปตามปี ทั้งนี้เพราะแนวเล็งจากโลกทำมุมต่างๆกับระนาบของวงแหวนของดาวเสาร์
7. ดาวยูเรนัส (Uranus)
ดาวยูเรนัสนับเป็นดาวเคราะห์ดวงแรกที่ถูกค้นพบโดยอาศัยกล้องโทรทรรศน์เมื่อประมาณ 200 ปีมาแล้ว โดย วิลเลี่ยม เฮอร์เชล (William Herschel 1781) เกือบจะเป็นไปไม่ได้ที่จะมองดาวยูเรนัสด้วยตาเปล่าโดยปราศจากกล้องโทรทรรศน์ เนื่องจากอยู่ไกลมาก เมื่อมองจากกล้องโทรทรรศน์จะเห็นคล้ายแผ่นกลมเล็กๆ นักดาราศาสตร์เคยรายงานว่า มองเห็นแถบสีจางมากๆบนพื้นผิวดาวดวงนี้ แต่ยังไม่สามารถถ่ายภาพได้สำเร็จ ดาวยูเรนัสมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 4.4 เท่าของโลก และมีมวล 14.56 เท่าของมวลโลก มีความหนาแน่น 1.2 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร มีค่าอัลบิโดประมาณ 60% ในช่วงแสงสว่าง แสดงว่า ดาวยูเรนัสเต็มไปด้วยเมฆ เนื่องจากดาวยูเรนัสอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 19 A.U. จึงโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลาถึง 84 ปี หมุนรอบตัวเองด้วยเวลาประมาณ 12 ชั่วโมง มีสิ่งผิดปกติบนดาวดวงนี้ก็คือ แกงหมุนเอียงอย่างมากจนเกือบขนานกับระนาบวงโคจรซึ่งไม่มีดาวเคราะห์ดวงใดมีลักษณะเช่นนี้
8. ดาวเนปจูน (Neptune)
ดาวเนปจูนเป็นดาวเคราะห์ดวงเดียวที่การปรากฎอยู่และตำแหน่งของมันสามารถคำนวณได้อย่างถูกต้อง โดยอาศัยการวัดผลกระทบเกี่ยวกับแรงดึงดูดบนดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่ง(คือดาวยูเรนัส) ดาวเนปจูนสว่างน้อยมากจนไม่สามารถมองเห็นได้ โดยไม่มีกล้องโทรทรรศน์ช่วย ทั้งนี้เพราะอยู่ไกลออกไปจากโลกมาก จนเราไม่สามารถเห็นรายละเอียดได้เลย
ดาวเนปจูนมีขนาดและมวลพอ ๆ กับดาวยูเรนัส ใหญ่ราว 3.39 เท่าของโลก มีมวล 17.23 เท่าของโลก มีความหนาแน่นมากที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ยักษ์ คือ 2.30 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เมื่อวัดการหมุนรอบตัวเองจากหลักของคอปเลอร์ของสเปกตรัมจะได้คาบ 15 ซม. 48 นาที ดาวเนปจูนอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เฉลี่ย 30.0578 A.U. จึงใช้เวลาโคจรรอบดวงอาทิตย์ถึง 164.793 ปี บรรยากาศของเนปจูนไม่ปรากฏว่ามีแอมโมเนีย ซึ่งอาจจะแข็งตัวจมอยู่ภายในบรรยากาศปรากฏเป็นสีเขียวเมื่อตรวจด้วยสเปกตรัมพบแต่มีเทนกับไฮโดรเจน เชื่อว่าบรรยากาศของเนปจูนคงจะมีเมฆมีเทนลอยอยู่
เนปจูนมีดาวบริวาร 2 ดวง คือ ไททันซึ่งมีขนาดใหญ่พอๆกับไททันและอยู่ใกล้กับดาวเคราะห์แม่ ไม่มีดาวบริวารของดาวเคราะห์ดวงใดมีวงโคจรใกล้ชิดอย่างนี้ ผลกระทบที่สำคัญก็คือ วงโคจรของไททันจะเลื่อนเข้าใกล้ดาวเนปจูนอย่างช้าๆบางทีใน 100 ล้านปีข้างหน้า ไททันอาจเข้าไปใกล้ดาวเนปจูนมากจนกระทั่งแรงดึงดูด ทำให้ไททันแตกสลายเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อยจำนวนมากมาก และจัดเรียงตัวเป็นวงแหวนรอบดาวเนปจูนในไม่ช้า ดาวบริวารอีกดวงหนึ่ง คือ เรเรียด มีขนาดเล็กมาก และโคจรรอบเนปจูนเป็นวงรี และรีที่สุดในบรรดาดาวบริวาร
9. ดาวพลูโต (Pluto)
ดาวพลูโตไม่จัดอยู่ในกลุ่ม ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ ขนาดของมันเล็กกว่าครึ่งหนึ่งของโลก มีมวลน้อยกว่าโลก ความหนาแน่นและองค์ประกอบทางเคมียังไม่เป็นที่ทราบกัน
พลูโตโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรีมาก และวงโคจรเอียงทำมุมกับระนาบอีคลิปติกมากที่สุด คือ 17.15 องศาโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลา 247.7 ปี ห่างจากดวงอาทิตย์ทางครึ่งแกนยาวเท่ากับ 39.44 A.U. ปัจจุบันดาวพลูโตไม่จัดอยู่ในกลุ่ม ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะแล้ว
ดาวหาง (Comets)
ได้กล่าวมาในตอนต้นบทแล้วว่า บริวารของดวงอาทิตย์นอกจากดาวเคราะห์และบริวารของดาวเคราะห์แล้ว ดาวหาง อุกกาบาต และดาวเคราะห์น้อย ก็จัดอยู่ในระบบสุริยะด้วย
ในทุกๆ 2-3 ปี จะมีดาวหางปรากฏในท้องฟ้าด้วยหางอันยาวเหยียด จากก้อนกลมสว่างที่เราเรียกว่า หัว ก็จะมีหางทอดยาวออกไป บางที่อาจยาวถึง 1 ใน 6 ของท้องฟ้าหรือมากกว่านั้น เนื่องจากดาวหางมีหางอันยาวเหยียดนี้เองจึงเป็นจุดสนใจของคนส่วนใหญ่ ดาวหางเคลื่อนที่ไปในท้องฟ้าได้รวดเร็วกว่าเทห์วัตถุท้องฟ้าอื่นๆแม้แต่เคปเลอร์ผู้ตั้งกฎเกณฑ์การเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ก็ยังไม่ยอมรวมเอาดาวหางเข้าร่วมในกฎเกณฑ์เช่นเดียวกับดาวเคราะห์และดาวเคราะห์น้อย แต่ในสมัยต่อมาเมื่อนิวตันตั้งกฎของความโน้มถ่วง นักดาราศาสตร์จึงพบว่า ดาวหางโคจรรอบดวงอาทิตย์ตามกฎความโน้มถ่วงของนิวตันและตามกฎการโคจรของเคปเลอร์
ภาพลักษณะของดาวหาง
ภาพดาวหางฮัลลี่ย์ที่โคจรเข้ามาใกล้เมื่อปีพ.ศ.2529และจะมาโคจรเข้าใกล้โลกอีกครั้งปีพ.ศ.2605
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ดาวหางโคจรรอบดวงอาทิตย์ส่วนใหญ่เป็นรูปวงรี ในบางกรณีวงรีอาจมีแกนยาวมากจนยากที่จะวินิจฉัยได้ว่า เส้นทางโคจรขณะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์นั้นเป็นส่วนหนึ่งของวงรีหรือเป็นรูปพาราโบลา หรือเป็นรูปไฮเปอร์โบลากันแน่
มีดาวหางพวกหนึ่ง โคจรเกือบเป็นวงกลมคล้ายคลึงกับวงโคจรของดาวเคราะห์ และโคจรรอบดวงอาทิตย์ในทิศทางเช่นเดียวกับดาวเคราะห์น้อย ถ้ามองในแง่ของวงทางโคจร วัตถุทั้งสองพวกนี้มีความคล้ายคลึงกันมาก แม้ว่าธรรมชาติทางฟิสิกส์จะแตกต่างกันก็ตาม
ดาวหางจะถูกตั้งชื่อหลังจากมีผู้เห็นวัตถุในท้องฟ้า การตั้งชื่อตั้งโดยใช้ปี ค.ศ. แล้วตามด้วยตัวอักษร เช่น ดาวหางที่โคฮูเทคค้นพบ ค้นพบในปี 1973 จะมีชื่อเรียกว่า 1973a , 1973b, … ตามลำดับก่อนหลัง เช่น ดาวหางที่โคฮูเทคค้นพบ ค้นพบในปี 1973 เป็นดวงที่ 6 ของปีนี้ และมีชื่อชั่วคราวว่า 1973f เมื่อเวลาผ่านไป หลังจากได้มีการคำนวณอย่างละเอียดถึงวงทางโคจรของดาวหางแต่ละดวงก็จะเลิกชื่อชั่วคราว แต่จะเรียกชื่อดาวหางตามลำดับก่อนหลังที่เข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด เช่น ดาวหางโคฮูเทค ชื่อชั่วคราวว่า 1973f ชื่อหลังจากคำนวณวงทางโคจรเรียกชื่อว่า 1973XII เพราะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์เป็นดวงที่ 12
นอกจากจะตั้งชื่อตามตัวเลขของปี ค.ศ. แล้วยังได้รับการตั้งชื่อตามผู้ค้นพบในกรณีที่มีผู้ค้นพบไล่เลี่ยกันโดยไม่ทราบกันมาก่อน จะมีชื่อค้นพบเรียงกันแต่มีได้ไม่เกิน 2 ชื่อ
เมื่อดาวหางวนรบวงโคจรแล้ววนกลับมาใหม่อีก เขาจะไม่ตั้งชื่อตามผู้ค้นพบใหม่ เช่น ดาวหางฮัลเลย์ ได้วนกลับมาใกล้ดวงอาทิตย์หลายครั้ง โดยวนกลับมากทุกๆ 74 ปี หรือ 79 ปี จะกลับมาให้เราเห็นอีกในปี พ.ศ. 2528 โดยจะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดในปี พ.ศ. 2529
การคำนวณวงทางโคจรของดาวหางจะกระทำต่อเมื่อมีผู้รายงานการค้นพบโดยผู้รายงานจะต้องบันทึกตำแหน่งและลักษณะของดาวหางดวงใหม่ ทั้งโดยการสำรวจด้วยตาเปล่าและโดยการถ่ายภาพ ในขั้นนี้นักคำนวณวงทางโคจรจะเริ่มคำนวณเมื่อรู้ค่าตัวเลขบอกตำแหน่งและเวลาที่มันอยู่ ณ ตำแหน่งนั้นๆ อย่างละเอียด 3 ตำแหน่งขึ้นไปในเวลาห่างกันพอควร เขาจะนำตัวเลขไปคำนวณวงทางโคจรโดยประมาณโดยถือว่าวงทางโคจรเป็นแบบพาราโบลาก่อน วงทางโคจรจะกำหนดได้ในอวกาศรอบดวงอาทิตย์โดยตัวเลข 5 ตัว และใช้เป็นรากฐานของการทำนายตำแหน่งต่างๆต่อไปของดาวหางดวงนี้
ส่วนประกอบและกำเนิดของดาวหาง
ดาวหางแบ่งส่วนประกอบออกเป็น 3 ส่วน คือ
ใจกลาง (Nucleus) คือ ตรงจุดศูนย์กลางของส่วนหัวของดาวหางซึ่งอาจมีขนาดประมาณ 2-3 กม. หรือมากกว่านั้น โดยเหตุที่ใจกลางมีขนาดเล็กมากจึงปรากฏเป็นจุดสว่างคล้ายดาวฤกษ์ แม้จะใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสูงสุด จึงเป็นการยากที่จะพิจารณาลักษณะรูปร่าง หรือรายละเอียดต่างๆว่าเป็นอย่างไร แต่อาจวินิจฉัยจากความสว่างของมันโดยถือว่า ดาวหางสะท้อนแสงอาทิตย์ เมื่อสะท้อนแสงออกมามากจะมีพื้นที่ ๆ สะท้อนแสงมาก ถ้าแสงจางๆแสดงว่าพื้นที่ ๆ สะท้อนแสงน้อย ผลการวินิจฉัยจะเป็นอย่างไรขึ้นอยู่กับการกำหนดหุ่นจำลองของผู้คำนวณว่าเป็นก้อนเดียว หรือเป็นกลุ่มของก้อนวัตถุเล็ก
มวลส่วนใหญ่ของดาวหางรวมอยู่ตรงส่วนนี้ การโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นไปตามกฎความโน้มถ่วงของนิวตัน แต่เนื่องจากดาวหางมีมวลน้อยมาก การคำนวณหามวลโดยอาศัยกฎความโน้มถ่วงจากากรสังเกตผลการรบกวนเมื่อมันโคจรเข้าใกล้ดวงจันทร์ของดาวเคราะห์บางดวงจึงเป็นการยากลำบาก เพราะไม่มีผลกระทบต่อโคจรของดาวบริวารของดาวเคราะห์ที่มันเข้าใกล้
จากการตรวจสอบโดยใช้เครื่องมือสเปคโตรกราฟจากแสงสะท้อนของดาวหางพบว่า ส่วนใจกลางเป็นวัตถุแข็ง แต่ไม่ทราบส่วนประกอบทางเคมีของมันได้โดยตรงจากการตรวจ ต้องอาศัยแก๊สที่หุ้มห่อส่วนหัวและส่วนหางมาช่วยในการพิจารณาด้วย
ส่วนหัว (Coma) เป็นส่วนรอบนอกที่หุ้มห่อใจกลางไว้ เป็นโมเลกุลของแก๊สที่ระเหิดหลุดออกมาจากใจกลาง และเคลื่อนที่ฟุ้งกระจายออกมาโดยรอบ
ได้มีผู้ตั้งสมมติฐานว่า ดาวหางประกอบด้วย วัตถุก้อนเดียว ถ้าตามสมมติฐานนี้ใจกลางดาวหางจะเป็นก้อนน้ำแข็งและแก๊สแข็งพรุนเย็นจัดอัดตัวเป็นก้อนเดียว สารประกอบที่อยู่ภายในก้อน เช่น น้ำ (H 2 O) คาร์บอนไดออกไซด์ (CO2) แอมโมเนีย (NH3) และมีเทน (CH4) รวมทั้งฝุ่น สารประกอบเหล่านี้ระเหิดที่อุณหภูมิต่างกัน ฉะนั้นเมื่อดาวหางโคจรเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ แก๊สต่างชนิดกันก็จะระเหิดออกมาปริมาณมากต่างกัน เมื่อระเหิดออกมาแล้วจะห่อหุ้มใจกลางไว้เป็นส่วนหัว จะมีการแตกตัวออกเป็นโมเลกุลและไออนชนิดต่างๆซึ่งนักดาราศาสตร์ตรวจพบได้โดยอาศัย สเปกโตรกราฟ เช่น CN , C2 ,C3 ,CH , NH , NH2 และ OH กลไกการแตกตัวในส่วนหัว ทำให้ดาวหางแผ่รังสีเรืองแสงออกมา นอกเหนือจากการสะท้อนแสงโดยตรง
แก๊สและไอซึ่งปรากฏเป็นส่วนหัวจะมีขนาดใหญ่โตกว่าใจกลางมากมาย และมีลักษณะเป็นดวงฝ้าอาจมีขนาดใหญ่ถึง 100,000 กม. หรือมากกว่ากัน
ส่วนหาง (Tail) ส่วนหางของดาวหางยาวมากอาจยาวถึง 1 A.U. (150 ล้านกิโลเมตร) จึงทำให้ดาวหางมีขนาดใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ แต่วัตถุที่ประกอบเป็นหางนั้นมีขนาดเล็กมาก และมีจำนวนน้อยมากถ้าเทียบจำนวนอนุภาคที่มีอยู่ในหางของดาวหางกับสูญญษกาศที่ทำให้เกิดได้บนโลกของเรา อนุภาคในหางยังมีจำนวนน้อยกว่าอนุภาคที่มีอยู่ในสุญญากาศที่เราทำขึ้นหางของดาวหางแยกประเภทได้เป็น 2 ชนิด คือ
หางชนิดที่หนึ่ง เป็นหางชนิดที่เหยียดตรงมีโครงสร้างละเอียดเป็นเส้นสาย หรือเป็นกลุ่มก้อนของพลาสมา หางชนิดนี้ประกอบด้วย อิออนทั้งนั้น ส่วนใหญ่เป็นพวก CO+ แต่มี C2+ , CH+ , และ CN+ ปนอยู่ด้วย หางชนิดนี้มีปฏิกิริยาต่อลมสุริยะ (Solar wind) มีผู้พยายามอธิบายว่า เมื่อมีพลาสมาจากดวงอาทิตย์พัดผ่าน จะผลักดันให้กลุ่มพลาสมาจากดาวหางเคลื่อนตัวออกในทิศตรงข้ามกับดวงอาทิตย์ด้วยความเร่ง ในปัจจุบันเชื่อกันว่าทั้งอิเล็กตรอน โปรตอน และ สนามแม่เหล็กในลมสุริยะมีบทบาทสำคัญในการผลักดันกลุ่มสว่างในหางชนิที่หนึ่ง
เนื่องจากหางชนิดนี้มีปฏิกิริยากับลมสุริยะ การติดตามสังเกตลักษณะการวางตัวของหางของดาวหางชนิดนี้ จึงอาจนำมาใช้ประโยชน์ในการศึกษาสภาวะของลมสุริยะ และสนามแม่เหล็กรอบๆดวงอาทิตย์ในแนวที่ดาวหางเคลื่อนที่ผ่าน นอกจากนี้หางของดาวหางยังเป็นเครื่องชี้ให้เห็นสภาวะความเข้มของแนวทางเคลื่อนที่ของอนุภาคไฟฟ้าที่ออกมาจากดวงอาทิตย์เพราะมีผู้สังเกตว่าหางของดาวหางสว่างจ้าขึ้นเมื่อเกิดการลุกจ้าบนดวงอาทิตย์
หางชนิดที่สอง มีลักษณะโค้งไม่มีโครงสร้างละเอียด จากการตรวจแสงที่มาจากหางพบว่า เป็นแสงที่สะท้อนมาจากฝุ่นผง แสดงว่าองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นอนุภาคของแข็งเล็กละเอียด ฝุ่นผงนี้อาจเป็นสิ่งสกปรกที่อยู่ในก้อนน้ำแข็งบริเวณส่วนหัวของดาวหาง
อุกกาบาต (Meteors)
อุกกาบาตเป็นวัตถุที่อยู่นอกโลกและไม่มีแสงสว่างในตัวเอง เมื่อโคจรเข้ามาใกล้โลก ถูกแรงดึงดูดของโลกจึงเคลื่อนที่ผ่านเข้ามาในบรรยากาศของโลก เมื่อเสียดสีกับบรรยากาศของโลกทำให้ก้อนวัตถุร้อนลุกไหม้ จึงมีแสงสว่างออกมา ถ้ามองเห็นแสงสว่างวูบพุ่งลงมาในชั่วเวลาสั้นๆชาวบ้านจะเรียกว่า ดาวตก อุกกาบาตที่ทำให้เกิดดาวตกมักจะมีขนาดเล็ก และเผาไหม้หมดในชั้นบรรยากาศบนๆเมื่อคิดเฉลี่ยแล้ว ในคืนเดือนมืดจะมองเห็นดาวตก 5-10 ครั้ง และมัก ปรากฎหลังเที่ยงคืน ถ้าอุกกาบาตที่ตกลงมาเป็นชิ้นใหญ่ การเผาไหม้จะใช้เวลานาน ทำให้เห็นแสงสว่างจ้าเป็นลำยาว เรียกว่า ผีพุ่งใต้ ถ้ามีขนาดใหญ่ถูกเผาไม่หมดจะตกลงมาสู่พื้นดิน เรียกว่า ลูกอุกกาบาต (Meteorite) ถ้าลูกอุกกาบาตมีขนาดใหญ่มากก็จะทำให้เกิดหลุมขึ้น เรียกว่า หลุมอุกกาบาต ดาวเคราะห์ เช่น ดาวพุธ หรือ ดาวบริวารของดาวเคราะห์ เช่น ดวงจันทร์จะมองเห็นหลุมอุกกาบาตเต็มไปหมด เพราะไม่มีบรรยากาศมาขวางกั้น หลุมอุกกาบาตที่มีให้เห็นบนโลก ได้แก่ หลุดอุกกาบาตที่อริโซนาสหรัฐอเมริกา
ภาพลูกอุกกาบาตนครปฐม
ภาพลูกอุกกาบาตบ้านร่องคู่
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
จากลูกอุกกาบาตที่เก็บได้บนพื้นโลก แบ่งออกตามส่วนประกอบได้ 3 พวก คือ
พวกที่ 1 เป็นพวกประเภทเหล็ก เป็นโลหะผสมโดยมีเหล็กอยู่ประมาณ 85% - 95% ที่เหลือส่วนใหญ่เป็นนิกเกิล
พวกที่ 2 เป็นประเภทหินเหล็ก ประกอบด้วยเหล็กประมาณ 50% ส่วนที่เหลือเป็นแก้ว ซิลิเกต เป็นลูกอุกกาบาตที่หายาก
พวกที่ 3 เป็นประเภทหินแข็ง ประกอบด้วยหินแก้วซิลิเกตเป็นส่วนใหญ่ มีโลหะ เช่น เหล็ก นิกเกิล อยู่ประมาณ 10% - 15%
ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์
มีปรากฏการณ์บนฟ้ามีบางอย่างเกิดขึ้นในบรรยากาศของโลก เช่น อาทิตย์ทรงกลด จันทร์ทรงกลด การเกิดรุ้งแสงเหนือแสงใต้ ดาวตกหรือผีพุ่งใต้ แต่ก็มีปรากฏการณ์อีกหลายอย่างที่เกิดนอกบรรยากาศโลกอันเป็นปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ เช่น การเกิดดวงจันทร์ข้างขึ้นข้างแรม การเกิดจันทรุปราคา สุริยุปราคา ดาวเคียงเดือน ดวงจันทร์บังดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์บังดาวฤกษ์ และการปรากฏของดาวหาง เป็นต้น ปรากฏการณ์เหล่านี้มีต้นกำเนิดอยู่ใกล้โลกจึงเรียกว่า ปรากฏการณ์ใกล้ตัว แต่แหล่งกำเนิดวัตถุท้องฟ้าอีกจำนวนอยู่ห่างไกลโลกและระบบสุริยะ เช่น หลุมดำ ดาราจักร บิกแบง ฯลฯ สิ่งเหล่านี้เรียกว่าปรากฏการณ์ไกลตัว ปรากฏการณ์แต่ละอย่างเกิดจากสาเหตุต่างๆกันแต่ละอย่างน่าสนใจ สวยงาม น่าตื่นเต้น มีประโยชน์และเป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติที่สามารถอธิบายได้ตามหลักวิทยาศาสตร์ดังจะได้กล่าวต่อไป
การเกิดข้างขึ้นข้างแรม
ข้างขึ้น ข้างแรม คือ ปรากฏการณ์ที่ดวงจันทร์เป็นเสี้ยวเล็กๆ สว่างน้อยๆ เห็นอยู่ทางทิศตะวันตกในเวลาหัวค่ำ วันต่อๆมาจะเห็นโตขึ้นสว่างขึ้น และอยู่สูงจากขอบฟ้าทิศตะวันตกมากขึ้นจนเป็นจันทร์เต็มดวงหรือจันทร์เพ็ญสว่างมาก เห็นอยู่ทางทิศตะวันออกในเวลาหัวค่ำ หลังจากนั้นจะสว่างลดลงและส่วนสว่างมีขนาดเล็กลงจนมองไม่เป็นเพราะขึ้นพร้อมกับดวงอาทิตย์แล้วก็กลับมาเป็นเสี้ยวเล็กเหมือนเดิมอีก รวมเวลาเกิดจันทร์เสี้ยวดังกล่าวประมาณ 29.5 วัน การปรากฏของดวงจันทร์เป็นไปเช่นนี้อย่างสม่ำเสมอ
ภาพข้างขึ้นข้างแรมกับการหมุนรอบโลกของดวงจันทร์
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
สาเหตุที่ดวงจันทร์เป็นเสี้ยวหรือเต็มดวงเพราะ
1.ดวงจันทร์เคลื่อนรอบโลกรอบละประมาณ 1 เดือน
2.ดวงจันทร์ไม่มีแสงในตัวเองแต่สะท้อนแสงจากดวงอาทิตย์มาเข้าตาของเรา ถ้าส่วนที่ได้รับแสงจากดวงอาทิตย์หันมาทางโลกทั้งหมด ดวงจันทร์จะปรากฏเป็นรูปวงกลมถ้าส่วนที่ได้รับแสงหันมาทางโลกเพียงครึ่งเดียวดวงจันทร์จะปรากฏเป็นรูปครึ่งวงกลม ถ้าส่วนที่ได้รับแสงหันมาทางโลกน้อยกว่านี้ ดวงจันทร์จะปรากฏเป็นเสี้ยว เราเรียกปรากฏการณ์นี้ว่า ดวงจันทร์ข้างขึ้นข้างแรม ดวงจันทร์ข้างขึ้นนับจากข้างขึ้น 1 ค่ำ ถึงขึ้น 15 ค่ำ ขึ้น 1 ค่ำ เป็นดวงจันทร์เสี้ยวเล็กมากเห็นอยู่ใกล้ขอบฟ้าทางทิศตะตกในเวลาพลบค่ำ ขึ้น 7-8 ค่ำ เป็นดวงจันทร์รูปครึ่งวงกลมเห็นอยู่สูงเกือบเหนือศีรษะในเวลาพลค่ำ ขึ้น 15 ค่ำ เป็นดวงจันทร์เต็มดวงหรือจันทร์เพ็ญเห็นอยู่ทางทิศตะวันออกในขณะที่ดวงอาทิตย์กำลังลับขอบฟ้าทางทิศตะวันตก หลังจากนี้เป็นดวงจันทร์ข้างแรม ความสว่างลดลง แรม 7-8 ค่ำ ดวงจันทร์เป็นรูปครึ่งวงกลมขึ้นประมาณเที่ยงคืน จะอยู่เกือบเหนือศีรษะในเวลารุ่งเช้า แรม 12-13 ค่ำ ดวงจันทร์ปรากฏเป็นเสี้ยวเห็นอยู่ทางทิศตะวันออกในเวลารุ่งเช้า มนุษย์นำการปรากฏเป็นรูปต่างๆกันของดวงจันทร์มาทำปฏิทินจันทรคติคือสังเกตดวงจันทร์เป็นหลัก คนไทยเรียกว่า ปฏิทินข้างขึ้น ข้างแรม เราใช้ปฏิทินข้างขึ้นข้างแรมในการกำหนดวันสำคัญทางพุทธศาสนา เช่น วันขึ้น 7 หรือ 8 ค่ำ วันขึ้น 15 ค่ำ วันแรม 7 หรือ 8 ค่ำ แรม 14 ค่ำ หรือ 15 ค่ำ เป็นวันพระวันขึ้น 15 ค่ำ เดือน 3 (หรือเดือน 4) เป็นวันมาฆบูชา วันขึ้น 15 ค่ำ เดือน 6 (หรือเดือน 7 ) เป็นวันวิสาขบูชา เป็นต้น
นอกจากวันข้างขึ้นข้างแรมจะใช้กำหนดวันสำคัญทางศาสนาแล้วยังใช้ดวงจันทร์บอกทิศและเวลาได้ด้วย เช่น ถ้าดวงจันทร์ปรากฏเป็นเสี้ยวเหมือนเขาควาย เห็นในเวลาหัวค่ำ ดวงจันทร์จะอยู่ทางทิศตะวันตกและเป็นดวงจันทร์ข้างขึ้นด้านนูนของดวงจันทร์จะหันไปยังจุดที่ดวงอาทิตย์ตกดินเสมอ ในกรณีที่ต้องการจุดลับขอบฟ้าของดวงอาทิตย์โดยละเอียด อาจทำได้โดยแบ่งครึ่งด้านเว้าและด้านนูนของดวงจันทร์ลากเส้นตรงต่อระหว่าง 2 จุดนี้แล้วต่อเลยออกไปถึงขอบฟ้าจะได้จุดซึ่งดวงอาทิตย์ตกในวันนั้น ลักษณะปรากฏของดวงจันทร์ข้างขึ้นน้อยๆ (1-5 ค่ำ) หรือข้างแรมมากๆ (แรม 12-15 ค่ำ) ในประเทศไทยจะเห็นเหมือนเขาควายที่ปลายเขาชูขึ้นทั้งสองข้างเมื่อเทียบกับขอบฟ้า แต่ถ้าไปดูดวงจันทร์ดังกล่าวในประเทศที่อยู่ห่างเส้นศูนย์สูตรมากๆเช่น แคนาดา หรือ แอฟริกาใต้ จะเห็นดวงจันทร์มีลักษณะเหมือนเขาควายตะแคงปลายเขาข้างหนึ่งชี้ลงหาขอบฟ้า ส่วนอีกปลายหนึ่งชี้ขึ้น
อนึ่งเครื่องหมายของศาสนาอิสลามที่มีดวงจันทร์เสี้ยวและดาวนั้นเมื่อมองจากโลกจะมองโลกจะมองไม่เห็นดาวในตำแหน่งข้างดวงจันทร์ได้ เพราะดาวจะถูกดวงจันทร์บังจนมองไม่เห็นเนื่องจากดวงจันทร์อยู่ใกล้โลกมากกว่าในขณะที่ดาวอยู่ไกลจากโลกและดวงจันทร์มาก
เราสามารถบอกเวลาโดยประมาณได้จากดวงจันทร์ดังต่อไปนี้เช่น ดวงจันทร์ข้างขึ้น 7-8 ค่ำ ทางทิศตะวันตกจึงเป็นเวลาประมาณเที่ยงคืน ดวงจันทร์ข้างขึ้น 7-8 ค่ำ เป็นรูปครึ่งวงกลมหันด้านนูนไปทางทิศตะวันตก แต่ถ้าเป็นดวงจันทร์แรม 7-8 ค่ำ จะเป็นรูปครึ่งวงกลมอีกซีกหนึ่งซึ่งหันด้านนูนไปทางทิศตะวันออกในวันแรม 7-8 ค่ำ ดวงจันทร์จะขึ้นประมาณเที่ยงคืน เมื่อรุ่งเช้าจะเห็นดวงจันทร์อยู่สูงสุดบนฟ้า ความจริงในขณะที่เห็นดวงจันทร์ขึ้นและตกเพราะโลกหมุนรอบตัวเองนั้นดวงจันทร์ก็กำลังเคลื่อนรอบโลกด้วยตลอดเวลา คนบนโลกจะเห็นดวงจันทร์เคลื่อนรอบโลกจากทิศตะวันตกไปทิศตะวันออกอย่างช้าๆใน 1 ชั่วโมง ดวงจันทร์จะเคลื่อนไปทางทิศตะวันออกประมาณครึ่งองศาหรือประมาณเท่ากับขนาดของดวงจันทร์โดยใช้เวลาเท่ากับเวลาที่โลกหมุน 2 นาที ดังนั้นหากจะคิดเวลาจากการดูดวงจันทร์ให้ละเอียดขึ้น ควรคำนึงถึงการเคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันออกตามปกติของดวงจันทร์ด้วย เช่น สมมติว่าเห็นดวงจันทร์อยู่สูงสุดบนฟ้าเมื่อเวลา18 นาฬิกา แต่ดวงจันทร์เคลื่อนไปทางทิศตะวันออกเป็นเวลา 6 ชั่วโมง จึงต้องเอา 12 นาที ไปบวกกับเวลาตก หากดวงจันทร์อยู่นิ่ง ดวงจันทร์จะตกลับขอบฟ้าเวลา 24 นาฬิกา 12 นาที การเคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันออกจะทำให้เห็นดวงจันทร์ขึ้นช้าหรือตกช้ากว่าวันก่อน ๆ ประมาณวันละ 50 นาที
การเกิดอุปราคา
อุปราคา มี 2 ประเภท คือจันทรุปราคา (ดวงจันทร์มืดมัวลง) และสุริยุปราคา (ดวงอาทิตย์มืดมัวลง) เป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติใกล้ตัวเพราะเกี่ยวข้องกับโลก ดวงจันทร์และดวงอาทิตย์
สุริยุปราคาเต็มดวง นับว่าเป็นปรากฏการณ์ที่น่าตื่นเต้นและน่ากลัวสำหรับมนุษย์ในยุคโบราณซึ่งไม่เข้าใจสาเหตุของการเกิดที่แท้จริง มีเรื่องบันทึกไว้ว่าในปีก่อนคริสต์ศักราช 585 ปี สุริยุปราคาเต็มดวงที่เกิดขึ้นในวันที่ 28 พฤษภาคม ปีนั้นสามารถยุติสงครามที่ยึดเยื้อมานานถึง 5 ปี ระหว่างชาวเมเตสและชาวลิเดียนในตุรกี เพราะทั้งสองฝ่ายต่างเกรงกลัวคิดว่าเป็นการลงโทษจากพระเจ้าเบื้องบน และที่ประเทศจีนเมื่อประมาณ 4,000 ปีมาแล้ว โหรประจำราชสำนัก ของจีน 2 คน คือ ชี (His) กับ (Ho) ถูกประหารเพราะไม่คำนวณไว้ล่วงหน้าว่าจะเกิดสุริยุปราคาเต็มดวง
สุริยุปราคา (Eclipse of the sun)
ภาพแสดงตำแหน่งของโลก ดวงจันทร์ และดวงอาทิตย์ ขณะเกิดสุริยุปราคา
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ภาพลักษณะของสุริยุปราคา
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
สุริยุปราคาเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดเวลากลางวัน เนื่องจากดวงจันทร์โคจรมาอยู่ ณ ตำแหน่งระหว่างดวงอาทิตย์กับโลก ขนาดปรากฏของดวงจันทร์และของดวงอาทิตย์บนฟ้ามีขนาดประมาณครึ่งองศาเท่ากัน ดวงจันทร์จึงสามารถบังดวงอาทิตย์ได้ เงาของดวงจันทร์จึงทอดมาที่โลก คนบนโลกที่อยู่บริเวณที่เงาทอดไปถึงจะเห็นดวงอาทิตย์แหว่งหรือมืดมิดไปถ้าเห็นดวงอาทิตย์แหว่งเป็นเสี้ยวเรียกว่า สุริยุปราคาบางส่วน (Partial solar eclipse) ถ้าเห็นดวงอาทิตย์เป็นวงแหวนมีดวงจันทร์กลมอยู่กลาง เรียกว่า สุริยุปราคาวงแหวน (annular solar eclipse) ถ้าดวงอาทิตย์ปรากฏมืดมิดมีแสงจางๆอยู่โดยรอบ เรียกว่า สุริยุปราคาเต็มดวง (total solar eclipse) ซึ่งเห็นได้เฉพาะผู้ที่อยู่ภายใต้เงามืดของดวงจันทร์ คนที่อยู่ภายใต้เงามัวของดวงจันทร์จะเห็นเป็นสุริยุปราคาบางส่วน ในกรณีที่ดวงจันทร์อยู่ห่างโลกจนเงามืดทอดไม่ถึง มีแต่เงามัวส่วนที่อยู่ถัดจากปลายเงามืดออกไปเท่านั้นที่ตกถึงผิวโลก คนบนโลกบริเวณนี้จะเห็นเป็นสุริยุปราคาวงแหวน
เนื่องจากดวงจันทร์และโลกเป็นวัตถุทึบแสง และมีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์ เงาของดวงจันทร์ หรือเงาของโลกจึงมี 2 ลักษณะ คือ เงามืด (Umbra) และ เงามัว (Penumbra) เงามืดเป็นอาณาเขตที่แสงอาทิตย์ส่องไม่ถึงเลย ในขณะที่บริเวณเงามัวแสงอาทิตย์ส่งไปถึงได้บ้าง ดังนั้นบริเวณเงามัวจึงสว่างกว่าบริเวณเงามืด และคนที่อยู่ภายใต้เงามัวจะเห็นดวงอาทิตย์ไม่มืดมิดส่วนคนที่อยู่ใต้เงามืดจะเห็นดวงอาทิตย์ปรากฏมืดมิดทั้งดวง
ขณะที่ดวงจันทร์บังดวงอาทิตย์จนมือมิดนั้น ดวงจันทร์ได้บังเพียงพื้นผิวของดวงอาทิตย์เท่านั้น แต่ไม่อาจบังบรรยากาศของดวงอาทิตย์ได้เพราะบรรยากาศของดวงอาทิตย์แผ่กระจายออกไปไกลหลายช่วงของขนาดดวงอาทิตย์ ซึ่งในเวลาปกติจะมองไม่เห็นเนื่องจากมีความสว่างน้อย ดังนั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์จึงปรากฏให้เห็นเป็นแสงเรืองรอบๆวงกลมดำของดวงจันทร์ เรียกว่า แสงคอโรนา เป็นภาพที่สวยงามมากและหาดูได้ยาก จะเห็นได้เฉพาะเมื่อเกิดสุริยุปราคาเต็มดวงเท่านั้นปรากฏการณ์สุริยุปราคาเต็มดวงเกิดนานอย่างมากไม่เกิน 7 นาที 31 วินาที
เราสามารถดูสุริยุปราคาเต็มดวงได้ด้วยตาเปล่า แต่ถ้าเป็นสุริยุปราคาบางส่วนหรือสุริยุปราคาวงแหวนห้ามมองด้วยตาเปล่าเด็ดขาดเพราะอาจทำให้ตาเสียได้ ต้องดูผ่านแผ่นกรองแสง เช่น แผ่นไมลาร์(แผ่นกรองแสง ที่สร้างขึ้นมาโดยเฉพาะ) กระจกรมควันเทียน ฟิล์มถ่ายรูปขาวดำที่ล้างแล้วซ้อนกันหลายๆ แผ่น เป็นต้น นอกจากนั้นยังอาจถ่ายภาพดวงจันทร์และแสงคอโรนาของดวงอาทิตย์ รวมทั้งบริเวณโดยรอบดวงอาทิตย์เพื่อค้นหาดาวเคราะห์ หรือดาวหางที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ได้ด้วย
สุริยุปราคาเต็มดวงในประเทศไทยเกิดขึ้นไม่บ่อยนัก ในระยะเวลา127 ปี นับตั้งแต่ พ.ศ.2411 เป็นต้นมามีสุริยุปราคาเต็มดวงเกิดขึ้นเพียง 5 ครั้งเท่านั้น ทั้งๆ ที่มีสุริยุปราคาเกิดขึ้นทุกปี แสดงว่าไม่ค่อยเกิดซ้ำที่เดิม จึงนับว่าสุริยุปราคาเต็มดวงมีความสำคัญ น่าสนใจและน่าตื่นเต้นสุริยุปราคาเต็มดวงทั้ง 5 ครั้ง ดังกล่าวคือ
1. สุริยุปราคาเต็มดวงหว้ากอเกิดเมื่อวันที่ 18 สิงหาคม พ.ศ. 2411 จุดกลางของเงามืดผ่านบ้านหว้ากอ อำเภอเมือง จังหวัดประจวบคีรีขันธ์เห็นนานประมาณ 6 นาที พระบาทสมเด็จพระจอมเกล้าเจ้าอยู่หัวทรงคำนวณสุริยุปราคาครั้งนี้และได้เสด็จพระราชดำเนินไปทอดพระเนตรที่หว้ากอด้วยพระองค์เอง จนต้องสิ้นพระชนม์เมื่อวันที่ 1 ตุลาคม พ.ศ. 2411 เพราะทรงติดไข้ป่า
2. สุริยุปราคาเต็มดวงเมื่อวันที่ 6 เมษายน พ.ศ. 2418 เกิดในรัชสมัยพระบาทสมเด็จพระจุลจอมเกล้าเจ้าอยู่หัว เห็นมืดมิดนาน 4 นาที 42 วินาที ตัวอย่างตำบลที่เห็นคือ แหลมเจ้าลาย จังหวัดเพชรบุรี
3. สุริยุปราคาเต็มดวงโคกโพธิ์ เกิดในรัชสมัยพระบาทสมเด็จพระปกเกล้าเจ้าอยู่หัว และสมเด็จพระนางเจ้ารำไพพรรณี พระบรมราชินีได้เสด็จไปทอดพระเนตรด้วย สุริยุปราคาเต็มดวงโคกโพธิ์เป็นสุริยุปราคาชุดเดียวกันกับสุริยุปราคาเต็มดวงในสมัยรัชการที่ 5
4. สุริยุปราคาเต็มดวงบางปะอิน เกิดในสมัยพระบาทสมเด็จพระเจ้าอยู่หัวภูมิพลอดุลยเดช เมื่อวันที่ 20 มิถุนายน พ.ศ. 2498 เห็นมืดมิดนาน 6 นาที เขตที่เห็นเต็มดวงมีหลายจังหวัด รวมทั้งกรุงเทพมหานครด้วย
5. สุริยุปราคาเต็มดวงเมื่อวันที่ 24 ตุลาคม พ.ศ. 2538 เกิดในรัชสมัยพระบาทสมเด็จพระเจ้าอยู่หัวภูมิพลอดุลยเดช เขตที่เห็นเต็มดวงอยู่ในท้องที่ของจังหวัดต่างๆ ตั้งแต่ตากลงไปถึงบุรีรัมย์ รวม 11 จังหวัด โดยเห็นเต็มดวงนานต่างๆ กันเกือบ 2 นาที นอกจากเขตนี้จะเห็นเป็นสุริยุปราคาบางส่วนทั่วประเทศ
สุริยุปราคาเต็มดวงในประเทศไทยครั้งต่อไปจะเกิดในวันที่ 11 เมษายน พ.ศ. 2613
จันทรุปราคา (Lunar Eclipse)
เกิดเวลากลางคืนในวันขึ้น 15 ค่ำ หรือแรม 1 ค่ำ เกิดเพราะดวงจันทร์เคลื่อนที่เข้าไปอยู่ในเงาของโลก ขณะที่ดวงจันทร์อยู่ในเงามัวของโลกจะเกิดจันทรุปราคาแบบเงามัว ดวงจันทร์มืดมัวลงเพียงเล็กน้อยคล้ายเมฆบางๆ บังดวงจันทร์ เมื่อดวงจันทร์เริ่มสัมผัสเงามืดของโลก จึงเริ่มเกิดจันทรุปราคาเต็มดวงเมื่อดวงจันทร์เข้าอยู่ในเงามืดของโลกทั้งหมด
ภาพการเกิดจันทรุปราคา
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
ภาพการเกิดจันทรุปราคา
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ลำดับการเกิดจันทรุปราคาเต็มดวงแต่ละครั้งจะเป็นดังนี้
1. เริ่มเกิดจันทรุปราคาแบบเงามัว
2. เริ่มเกิดจันทรุปราคาบางส่วน
3. เริ่มเกิดจันทรุปราคาเต็มดวง
4. สิ้นสุดจันทรุปราคาเต็มดวง
5. สิ้นสุดจันทรุปราคาบางส่วน
6. สิ้นสุดจันทรุปราคาแบบเงามัว
โดยเฉลี่ยเงามืดของโลกจะยาว 1,367,650 กิโลเมตร และบริเวณที่ดวงจันทร์ผ่านจะมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 9,170 กิโลเมตร จันทรุปราคาเต็มดวงจึงอาจเกิดนานถึง 1 ชั่วโมง 44 นาที สีของดวงจันทร์ขณะเกิดจันทรุปราคาเต็มดวงบางครั้งปรากฏแดงเหมือนสีอิฐหรือสีทองแดง บางครั้งมืด บางครั้งสว่าง ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับสภาวะของบรรยากาศโลกขณะนั้น
2. ขณะพบดาวหางได้แตกออกเป็นหลายชิ้นเรียงกันเป็นเส้นตรงปรากฎในภาพถ่ายคล้ายสร้อยไข่มุกขณะนั้นดาวหางกำลังเคลื่อนที่ห่างออกจากดาวพฤหัสบดี และลดความเร็วลงเพราะจะไปถึงจุดไกลสุดจากดาวพฤหัสบดี 50 ล้านกิโลเมตรในวันที่ 16 กรกฎาคม พ.ศ. 2536 เมื่อคำนวณทางโคจรของดาวหางชูเมกเกอร์-เลวี 9 ย้อนหลังพบว่าดาวหางได้เข้าใกล้ดาวพฤหัสบดีที่สุดโดยอยู่ห่างเพียง 43,000 กิโลเมตรในวันที่ 8 กรกฎาคม พ.ศ. 2535 การเข้าใกล้มากเช่นนั้นทำให้ดาวพฤหัสบดีส่งแรงไปยึดดาวหางจนแยกออกจากกันเป็นชิ้นใหญ่รวม 21 ชิ้น
เนบิวลา
เนบิวลาเป็นแก๊สและฝุ่นที่อยู่ในช่องว่างระหว่างดาวฤกษ์ปรากฏ ฝ้าๆ มัวๆ ซึ่งตรงกับความหมายในภาษาลาตินว่า เนบิวลา (Nebula พหูพจน์ว่า Nebulae) วัตถุที่อยู่ระหว่างดาวฤกษ์ในบริเวณเดียวกันจะรวมตัวกันยึดเหยี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงแล้วกลายเป็นดาวฤกษ์ เนบิวลาหลายแห่งจึงเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์แต่เนบิวลาจำนวนหนึ่งที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์เนบิวลาที่เป็นซากของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ แก๊สและฝุ่นจะกระจายออกจากกันอาจแผ่กระจากไปรวมกับแก๊สและฝุ่นแห่งอื่นในอวกาศ กลายเป็นต้นกำเนิดดาวฤกษ์รุ่นใหม่ เนบิวลาและดาวฤกษ์จึงมีความเกี่ยวข้องกัน ประดุจดังไก่สัมพันธ์กับไข่ซึ่งผู้อ่านอาจถามว่าสิ่งใดเกิดก่อนกัน
เนบิวลามี 2 ลักษณะ คือ เนบิวลาสว่าง และ เนบิวลามืด ลักษณะแรกมี 2 ประเภท คือ เนบิวลาสว่าง ประเภทสะท้อนแสงและเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสง วัตถุที่สะท้อนแสงในเนบิวลาส่วนมากจะเป็นฝุ่นเรียกว่า ฝุ่นอวกาศ (Cosmic Dust) ส่วนแก๊สบางอย่างก็เรืองแสงได้ เนบิวลามืดเป็นแก๊สและฝุ่นที่บังและดูดกลืนแสงดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง ต่อไปนี้เป็นตัวอย่างของเนบิวลาลักษณะต่างๆ เนบิวลาสว่างใหญ่เป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสงเกิดจากการเรืองแสงของอะตอมไฮโดเจน ออกซิเจน ไนโตรเจน และฮีเลียม เนบิวลาสว่างใหญ่อยู่ในกลุ่มดาวนายพราน บริเวณดาบของนายพรานมีชื่อตามสารบบของเมสสิแอร์ว่าเอ็ม 42 ซึ่งตรงกับเอ็นจีซี 1976 ในสารบบดาวของเดรเยอร์
เนบิวลาสว่างในกระจุกดาวลูกไก่ เป็นเนบิวลาสว่างประเภทสะท้อนแสงปรากฎอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ดวงหนึ่งของกระจุกดาวลูกไก่ ชื่อ มีโรเป แสงสีน้ำเงินถูกกระเจิงให้กระจัดกระจายมากกว่าแสงสีอื่นดังนั้นเนบิวลาสว่างประเภทสะท้อนแสงที่ชัดเจนจึงมีสีน้ำเงิน นอกจากจะเห็นในกระจุกดาวลูกไก่แล้วยังปรากฎอยู่ซ้ายมือของเนบิวลา 3 แฉก ในกลุ่มดาวคนยิงธนูด้วย
ภาพเนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เนบิวลา 3 แฉก เป็นเนบิวลาสว่างประเภทสะท้อนแสงและเรืองแสงส่วนที่เรืองแสง คือ ส่วนที่มีสีแดง ส่วนสีน้ำเงินเป็นส่วนที่สะท้อนแสง เนบิวลา 3 แฉก หรือเอ็ม 20 อยู่ในกลุ่มดาวคนยิงธนูมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 40 ปีแสง มีแก๊สและฝุ่นมากพอที่จะเกิดเป็นดาวฤกษ์ได้หลายพันดวง ดาวฤกษ์ทำให้แก๊สไฮโดรเจนในเนบิวลาเรืองแสงเป็นสีแดง
ภาพเนบิวลาที่มีแสงสว่างสุกใสในกลุ่มดาวโอเรียน
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
เนบิวลารูปดอกกุหลาย เป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสง มีสีแดงเป็นส่วนใหญ่ อยู่ในกลุ่มดาวยูนิคอร์น มีชื่อในระบบของเดรเยอร์ คือ เอ็นจีซี 2237 นับเป็นความสวยงามในธรรมชาติของวัตถุที่อยู่ไกลที่ดูคล้ายสิ่งที่มนุษย์รักและคุ้นเคยบนโลกเป็นที่ชื่นชอบของสตรีโดยทั่วไป
ภาพเนบิวลารูปดอกกุหลาบ
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เนบิวลาวงแหวน เป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสง มีดาวฤกษ์อุณหภูมิสูงอยู่ภายในที่ส่งพลังงานมากระตุ้นแก๊สซึ่งอยู่รอบนอก
ภาพ เนบิวลารูปวงแหวน
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เมสสิแอร์ได้บันทึกเนบิวลาวงแหวนไว้เป็น M57 อยู่ในกลุ่มดาวพิณ ดาวฤกษ์ภายในเป็นดาวแคระสีน้ำเงิน อุณหภูมิสูงถึง 50,000 องศา สีน้ำเงิน-เขียวของเนบิวลาวงแหวนเกิดจากการเรืองแสงของอะตอมออกซิเจน นักดาราศาสตร์ค้นพบว่าเนบิวลาวงแหวนมีองค์ประกอบเป็นคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนแสดงว่าเกิดจากดาวฤกษ์ซึ่งอยู่ใน ขั้นตอนของการผลิตพลังงานโดยการหลอมรวมกันของอะตอมฮีเลียมภายใต้กระบวนการที่เรียกว่าปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ผลพลอยได้จากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ของฮีเลียม คือ คาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจน ซึ่งถูกพาขึ้นสู่ฝั่งคล้ายน้ำร้อนในกาน้ำ ที่ลอยจากก้นกา ดาวฤกษ์ที่จะถึงขั้นใช้ฮีเลียมเป็นเชื้อเพลิงต้องมีสารอย่างน้อยๆ เท่ากับดวงอาทิตย์ แต่ถ้าดาวฤกษ์มีเนื้อสารมากๆ เช่น มากกว่าดวงอาทิตย์ 8 เท่า อุณหภูมิภายในจะสูงมากพอที่จะหลอมรวมอะตอมของคาร์บอน และธาตุที่หนักกว่าจะเกิดอะตอมของเหล็ก แรงดันจะสูงมากจะเอาชนะแรงโน้มถ่วงของดาวได้ ผลก็คือเกิดการระเบิดที่เรียกว่าซูเปอร์โนวา เนบิวลาวงแหวนไม่ได้เกิดจากซูเปอร์โนวา แต่เกิดจากดาวฤกษ์ขนาดเล็ก
เนบิวลารูปปู เป็นซากที่เหลืออยู่จากการระเบิดของดาวฤกษ์หรือซูเปอร์โนวาเมื่อ พ.ศ. 1597 อยู่ในกลุ่มดาววัว ใกล้ดาวฤกษ์ตรงปลายเขาวัวด้านซ้าย ค้นพบเมื่อ พ.ศ. 2274 โดยนายแพทย์นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษชื่อ จอห์น เบวิส และอีก 27 ปีต่อมา เมสสิแอร์ก้ค้นพบโดยไม่ทราบมาก่อนว่ามีผู้พบมาก่อนและใส่เลขประจำเนบิวลารูปปูว่า M1 รูปร่างของริ้วรอยมีสีสันลักษณะคล้ายปูจึงเรียกว่า เนบิวบารูปปู นักดาราศาสตร์จีนได้บันทึกไว้ว่าเกิดดาวใหม่หรือซูเปอร์โนวา ซึ่งก็คือเนบิวลารูปปู เมื่อวันที่ 4 กรกฎาคม พ.ศ. 1597 เนบิวลารูปปูอยู่ห่างจากโลกประมาณ 900 ปีแสง ดังนั้นปรากฏการณ์ดาวระเบิดจึงเกิดขึ้นเมื่อพ.ศ. 697 หรือ 900 ปี ก่อนการเห็น
เนบิวลารูปปูเป็นซากของซูเปอร์โนวาประเภท 2 ใจกลางเป็นดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวเอบเร็วมากโดยหมุนรอบตัวเองรอบละ 1/30 วินาที เดิมเรียกว่า พัลซาร์ เพราะให้พลังงานความเข้มสูงออกมาเป็นจังหวะคล้ายการเต้นของหัวใจซึ่งเรียกว่า พัลซ์
เนบิวลารูปวงกลม เป็นซากของซูเปอร์โนวา 1987A ซึ่งเกิดจึ้นในดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่ สังเกตพบได้เมื่อวันที่ 23 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2530 ซูเปอร์โนวา 1987A อยู่ห่างจากโลกประมาณ 170,000 ปีแสงในปี พ.ศ. 2532 การประชุมนักดาราศาสตร์จากทั่งโลกที่ศึกษาเรื่องซูเปอร์โนวา 1987A ได้ประกาศการค้นพบพัลซาร์ที่เกิดจากซูเปอร์โนวา 1987A ว่า เป็นพัลซาร์ที่มีคาบสั้นเพียง 1 /2,000 วินาที นับว่าเป็นการยืนยันว่าเกิดดาวนิวตรอนขึ้นแล้วจากซูเปอร์โนวา 1987A ในขณะเดียวกันนักดาราศาสตร์ก็สามารถถ่ายภาพแก๊สและฝุ่นที่กระจายออกสู่อวกาศปรากฏเป็นรูปวงกลม กลายเป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสงใหม่ที่สุด
เนบิวลามือรูปหัวม้า อยู่ในกลุ่มดาวนายพรานใกล้กับดาวไถดวงล่าง มองไม่เห็นด้วยตาเปล่าเป็นแก๊สและฝุ่นที่บังและดูดกลืนแสงดาวฤกษ์ซึ่งอยู่เบื้องหลังสัญลักษณ์ของเนบิวลามือรูปหัวม้าคือ IC434 อยู่ห่างจากโลกประมาณ 1,100ปีแสง
ภาพ เนบิวลามืดรูปหัวม้า
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เนบิวลามือรูปถุงถ่านหิน อยู่ในกลุ่มดาวกางเขนใต้ด้านซ้ายมือของดาวแอวฟา-กางเขนใต้ เป็นแก๊สและฝุ่นที่ไม่มีดาวฤกษ์อุณหภูมิสูงอยู่ใกล้ๆ
กระจุกดาว(Cruster)
กระจุกดาวฤกษ์ เป็นดาวฤกษ์ ที่อยู่ใกล้ๆ กันเพราะเกิดมาพร้อมๆ กัน แต่ละแห่งประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนร้อยดวงขึ้นไป บางแห่งมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เช่น กระจุกดาวไฮแอดส์และกระจุกดาวลูกไก่ในกลุ่มดาววัว บางแห่งต้องใช้กล้องสองตาหรือกล้องโทรทรรศน์ส่องจึงจะเห็น เช่นกระจุกดาวคู่ในกลุ่มดาวเปอร์เซอุส กระจุกดาวฤกษ์มี 2 ประเภท ได้แก่ กระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาวการแล็กติกและกระจุกดาวทรงกลมตังอย่างที่กล่าวมาแล้วข้างต้นเป็นกระจุกดาวเปิด อยู่ในบริเวณทางช้างเผือก จึงเรียกอีกอย่างว่า กระจุกกาแล็กติก ส่วนกระจุกดาวทรงกลมเป็นกระจุกดาวที่อยู่ห่างจากทางช้างเผือก ต้องใช้กล้องสองตาส่องจึงจะเห็น
กระจุกดาวลูกไก่ (Plieiades)
ฝรั่งเรียกว่าดาวสาวเจ็ดที่น้อง (The seven sistres) อยู่ในกลุ่มดาววัว และมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ประมาณ 6 ดวง ในสภาพที่ท้องฟ้าปลอดโปร่ง อาจเห็นถึง 8-10 ดวง ถ้าดูผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสูงจะเห็นเป็นร้อยดวง แต่จำนวนดาวทั้งหมอที่ประกอบกัน เป็นกระจุกดาวลูกไก่ อาจมีเป็นพันดวงอยู่ห่างจากโลกประมาณ 400ปีแสง
กระจุกดาวไฮแอดส์ (Hyades) อยู่ในกลุ่มดาววัวรวมกับดาวโรหิณีไทยเราเรียก ดาวธง สากลูเป็นรูปหน้าวัว เป็นกระจุกดาวเปิดที่อยู่ในบริเวณกว้างประมาณ 8 ปีแสง อยู่ห่างจากโลก 135 ปีแสง สมาชิกทุกดวงกำลังเคลื่อนที่ขนานกันไปทางดาวบีเทลจุส กระจุกดาวไฮแอดส์จึงได้ชื่อว่ากระจุกดาวเคลื่อนที่ในกลุ่มดาววัว ใช้เวลา 50 ล้านปี สมาชิกจะเคลื่อนที่ไปไกลจนต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องจึงจะมองเห็นและจะปรากฏอยู่ในวงแคบเพียง 20 ลิปดา
กระจุกดาวคู่เอชและไคเปอร์เซไอ เป็นกระจุกดาวคู่ที่สวยงามพอมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ถ้าดูด้วยกล้องสองตาจะสวยงามาก แต่ละกระจุกมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 30 ลิปดา หรือ 70 ปีแสง เป็นกระจุกดาวที่มีอายุน้อย ไคเปอร์เซไออยู่ห่างจากโลก 8,150 ปีแสง และมีอายุ 11.5 ล้านปี ส่วนเอชเปอร์เซไออยู่ห่างจากโลก 7,000 ปีแสง และมีอายุ 6.4 ล้านปี
เอ็ม 13 หรือเอ็นจีซี 6205 เป็นกระจุกดาวทรงกลมอยู่ในกลุ่มดางเฮอร์คิวลิส เป็นกระจุกดาวเด่นทางซีกฟ้าด้านเหนือ มีอันดับความสว่าง 5.7 มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 23 ลิปดา หรือระยะจริง 160 ปีแสง อยู่ห่างจากโลกประมาณ 21,000 ปีแสง ประกอบด้วยดาวฤกษ์ประมาณ 1 ล้านดวง และมีอายุประมาณ 10,000 ล้านปี
โอเมกาเซนทารุสหรือเอ็นจีซี 5139 เป็นกระจุกดาวทรงกลมใหญ่และสว่างที่สุดบนฟ้า เห็นได้ด้วยตาเปล่า มีอันดับความสว่าง 4 ด้วยเหตุนี้เองในคริสต์ศตวรรษที่ 17 เบเยอร์จึงให้เป็นดาวฤกษ์ด้วยสัญลักษณ์ W (โอเมกา) เป็นกระจุกดาวที่อยู่ค่อนข้างใกล้(อยู่ห่างจากโลก 17,000 ปีแสง) ขนาดที่แท้จริงของส่วนที่มีความหนาแน่นสูง บริเวณใจกลางประมาณ 100 ปีแสง ทีศูนย์กลางมีดาวฤกษ์หนาแน่นมากกว่า 25,000 เท่าของดาวฤกษ์บริเวณดวงอาทิตย์ โดยมีระยะเฉลี่ยระหว่างดาวฤกษ์ประมาณ .1 ปีแสง
พัลซาร์ หรือดาวนิวตรอน
พัลซาร์มาจากคำว่า พัลส์ (Pulse) แปลว่าการเต้นของหัวใจสิ่งที่นักดาราศาสตร์ค้นพบครั้งแรกเมื่อเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2510 ในกลุ่มดาววัวคือให้พลังงานในช่วงคลื่นวิทยุเป็นจังหวะทุกๆ 1/30 วินาที คล้ายการเต้นของหัวใจจึงเรียกว่า พัลซาร์ ปัจจุบันนักดาราศาสตร์ได้ค้นพบพัลซาร์มากมายหลายแห่งในดาราจักรของเรา การศึกษาวิจัยทำให้นักดาราศาสตร์ยืนยันได้ว่าพัลซาร์ก็คือดาวนิวตรอน ซึ่งเป็นดาวขนาดเล็กที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ในลักษณะที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา ในขณะที่ส่วนนอกของซูเปอร์โนวา ในขณะที่ส่วนนอกของซูเปอร์โนวาแผ่กระจายออกกลายเป็นเนบิวลา ส่วนใจกลางจะยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอนซึ่งมีความหนาแน่นสูงมาก ดาวนิวตรอนที่มีเนื้อสารเท่าดวงอาทิตย์จะมีขนาดเล็กจนไม่อาจบังกรุงเทพฯได้หมด
แม้ว่านักดาราศาสตร์จะค้นพบพัลซาร์ครั้งแรกในช่วงคลื่นวิทยุซึ่งเปลี่ยนแปลงความเข้มข้นเป็นจังหวะทุก ๆ 1/30 วินาที จังหวะเดียวกันนี้พบได้ในช่วงคลื่อนอื่น พัลซาร์ในเนบิวลารูปปูเป็นดาวนิวตรอน ดวงแรกที่ถ่ายภาพในช่วงคลื่นแสงสว่างได้และเป็นครั้งแรกที่พบในช่วงคลื่นรังสีเอกซ์ จังหวะการเปลี่ยนพลังงานของพัลซาร์เอ็ม 1 หรือ เอ็นจีซี 1952 หรือ เอ็นพี 0532 ซึ่งเป็นชื่อของพัลซาร์ในเนบิวลารูปปูช้าลงเล็กน้อยจังหวะที่ช้าลงเป็นเพราะดาวนิวตรอนหมุนช้าลงเนื่องจากสูญเสียพลังงานไปในอวกาศ พัลซาร์เอ็มพี 0532 เป็นพัลซาร์อายุประมาณ 900 ปี นับว่าเป็นพัลซาร์อายุน้อยที่สุดในดาราจักรของเรา
พัลซาร์หรือดาวนิวตรอนจึงเกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวาหรือมหานวดารา ซึ่งมี 2 ประเภท ได้แก่ ซูเปอร์โนวาประเภท I และซูเปอร์โนวาประเภท II ซูเปอร์โนวาประเภทที่ I เกิดในระบบดาวคู่ โดยดาวฤกษ์ดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาว วิวัฒนาการของดาวคู่นี้ดำเนินไปโดยคู่ของดาวแคระขางจะขยายตัว จะกระทั่งเมื่อถึงจุดหนึ่งจะหยุดขยายตัวเพราะเมื่อถึงจุดนี้เนื้อสารของคู่ดางแคะจะไหลไปทางดางแคระขาว แต่ดาวแคระขาวรับเนื้อสารได้จำกัดตามขอบเขตซึ่งค้นพบโดยจันทรเสขร (นักศึกษาชาวอินเดีย) เรียกว่า ลิมิตของจันทรเสขรกล่าวคือ หากเนื้อสารชองดาวแคระขาวเพิ่มขึ้นเป็น 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์จะเกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรงที่จุดศูนย์กลางของดาวแคระขาว เนื้อสารที่เคยยึดเหนี่ยวกันอย่างควอนตัม จะแปรเปลี่ยนไม่เป็นไปตามกฎ ดังนั้นเมื่อดาวแคระขาวมีเนื้อสารมากกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ดาวแคระขาวจะระเบิดอย่างรุนแรงเป็นซูเปอร์โนวาประเภท I
ภาพดาวฤกษ์ประเภทพัลซาร์ล้วนมีสนามแม่เหล็กสูงล้อมอยู่โดยรอบ
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ซูเปอร์โนวาประเภท II เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีเนื้อสารมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่า เช่น อาจจะมีเนื้อสารเป็น 6 ถึง 8 เท่า ของดวงอาทิตย์วิวัฒนาการตอนท้ายๆ ของดาวเหล่านี้ซับซ้อนมาก จุดศูนย์กลางของดาวมีอุณหภูมิสูงขึ้น ธาตุเบาหลอมรวมกันเป็นธาตุที่หนักขึ้นเป็นฮีเลียม คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน ซิลิกอน และเหล็ก แต่เมื่อใจกลางของดาวประกอบด้วยธาตุเหล็กจะเกิดวิกฤตการณ์ด้านพลังงานเพราะปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมเหล็กและดูดกลืนพลังงานแทนที่จะให้พลังงานออกมา ดังนั้นดาวจึงเริ่มหดตัวลง ใจกลางก็หดตัวลงด้วย เนื่องจากอุณหภูมิลดต่ำลงทำให้ความดันลดลงด้วย ถ้าใจกลางไม่มีเนื้อสารมากเท่าดวงอาทิตย์ ดาวจะหยุดหดตัวเมื่อความหนาแน่นสูงขึ้น เพราะทุกนิวเคลียสของอะตอมถูกยึดเข้าด้วยกันกลายเป็นดาวนิวตรอน แต่ถ้าแกนกลางมีเนื้อสารสูงมากดาวจะหดตัวลงอีก เพราะแรงโน้มถ่วงสูงกว่าแรงดันของนิวตรอนจนเกิดเป็นบริเวณที่มีแรงโน้มถ่วงมหาศาลเรียกว่า หลุมดำ แรงปะทะที่เกิดจากใจกลางยุบตัวลงจสะท้อนกลับผ่านเนื้อสารรอบนอกที่มีความหนาแน่นน้อยกว่า ทำให้เนื้อสารเหล่านี้เคลื่อนที่ออกจากใจกลางด้วยความเร็วสูงมาก (มากกว่า 10,000 กิโลเมตรต่อวินาที) เป็นผลให้อุณหภูมิสูงขึ้นจนเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ทุกระดับ เกิดธาตุกัมมันตรังสีขึ้นด้วยกลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท II
ซูเปอร์โนวาทั้งสองประเภทลดความสว่างลงช้าๆ เพราะการสลายตัวของสารกัมมันตรังสีโคบอลต์-56 เป็นธาตุเหล็ก เนบิวลารุ่นหลังที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์จึงมีธาตุต่างๆ จำนวนมาก รวมทั้งธาตุเหล็กด้วย ซูเปอร์โนวาเมื่อปี พ.ศ. 1597 ที่เหลือซากเป็นเนบิวลารูปปูเป็นซูเปอร์โนวาประเภท II ส่วนซูเปอร์โนวา ไทโคและซูเปอร์โนวาเคปเลอร์เป็นซูเปอร์โนวาประเภท I
หลุมดำ ( Black Holes)
ปัจจุบันย่อมทราบกันแล้วว่าปฏิกิริยาที่เกิดในดวงอาทิตย์นั้นเหมือนกับปฏิกิริยาของระเบิดไฮโดรเจน ซึ่งเป็นปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ กล่าวคือ ไฮโดรเจน 4 นิวเคลียส (หรือโปร
ตอน 4 ตัว) ถูกหลอมเป็นนิวเคลียสของฮีเลียมซึ่งประกอบด้วยโปรตอน 2 ตัว และนิวตรอน 2 ตัว การเปลี่ยนแปลงเช่นนี้ทำให้เกิดพลังงานออกมาอย่างมหาศาล เพราะมวลสารบางส่วนของไฮโดรเจนได้กลายไปเป็นพลังงานตามสมการของไอน์สไตน์ E=mc2(เมื่อ E คือพลังงาน m คือมวลสารและ c คืออัตราเร็วของแสงในอวกาศ) ไฮโดรเจน 4 นิวเคลียสมีมาลมากกว่า 1 นิวเคลียสของฮีเลียมเล็กน้อยมวลสารที่แตกต่างกันเล็กน้อยที่กลายเป็นพลังงานจะหมดสิ้นการผลิตพลังงานของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่รวมทั้งดวงอาทิตย์ได้จากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์นี้ มีผู้คำนวนว่าทุกๆ วินาที ณ ใจกลางของดวงอาทิตย์ไฮโดรเจนจำนวน 600 ล้านตันกลายเป็นฮีเลียม จึงอาจกล่าวได้ว่า ดวงอาทิตย์กำลังใช้ไฮโดรเจนเป็น “เชื้อเพลิง”
อีกประมาณ 5 พันล้านปีปริมาณไฮโดรเจนของดวงอาทิตย์จะกลายเป็นฮีเลียมเกือบหมด ต่อจากนั้นฮีเลียมก็จะกลายเป็นเชื้อเพลิงเพื่อการผลิตพลังงานต่อไป แล้วฮีเลียมจะเปลี่ยนเป็นคาร์บอนและออกซิเจนเมื่อฮีเลียมหมด คาร์บอนจะกลายเป็นอะตอมของธาตุหนักขึ้นไปอีกในที่สุด เชื้อเพลิงของดาวก็จะหมดไป ตอนนี้ดาวจะเกิดการเปลี่ยนแปลวอย่างรุนแรงโดยจะเริ่มหดตัวอย่างรวดเร็ว เพราะไม่มีพลังงานภายในช่วยผลักดันให้อยู่ในรูปเดิม อะตอมของธาตุต่างๆ จะอัดชิดกันมากขึ้นจนอิเล็กตรอนหลุดออกไปเหลือแต่นิวเคลียสที่อันแน่นดาวจะกลายเป็นอะไรต่อไปนั้นขึ้นอยู่กับมวลสารทั้งหมดของดวงดาวดังนี้
บรรณานุกรม
กนก จันทร์ขจร, คู่มือดูดาว, กรุงเทพ.
นิพนธ์ ทรายเพชร, (2538). การดูดาวเบื้องต้น, กรุงเทพ : นานมีบุ๊คส์,
นิพนธ์ ทรายเพชร, (2541). ดาราศาสตร์และอวกาศ, กรุงเทพ : นานมีบุ๊คส์.
บุษบา ดราเมอร์, และคณะ (2545 ) สำรวจโลกวิทยาศาสตร์ (ดาราศาสตร์),กรุงเทพ : เพาเวอร์ สตาร์ คอมมิวนิเคท เซนเตอร์.
ระวี ภาวิไล, (2536 ) แผนที่ความรู้อวกาศ, iกรุงเทพ : แปลน พับลิชิ่ง.
เสถียร บุญฤทธิ์, (2547). ดาราศาสตร์, กรุงเทพ : สีริยาสาส์น.
กำเนิดเอกภพ
ทฤษฏีบิกแบง (The Big Bang Theory)
การที่นักเรียนจะทำความเข้าใจกับการเคลื่อนที่ของกาแล็กซีในอดีต ให้นักเรียนลองจินตนาการว่า ถ้านักเรียนหมุนเวลากลับไปในอดีตได้ กาแล็กซีต่างๆย่อมเคลื่อนที่เข้าหากันแทนที่จะเคลื่อนที่ห่างออกจากกัน สสารทั้งหมดในเอกภพจะกลับไปรวมที่จุดเดียวกัน เมื่อเวลาหลายพันล้านปีที่ผ่านมาเอกภพควรจะมีขนาดเล็ก มีความร้อนและความหนาแน่นสูงมาก จากนั้นเอกภพก็ระเบิดออกมา อย่างที่นักดาราศาสตร์เรียกว่า การระเบิดครั้งใหญ่ หรือ บิกแบง (Big bang) นั่นเอง
ตามทฤษฎีบิกแบง เอกภพก่อกำเนิดขึ้นเมื่อประมาณ 10,000 ถึง 15,000 ล้านปีที่ผ่านมา ตั้งแต่เกิดบิกแบงเอกภพได้ขยายตัวขึ้นอย่างรวดเร็ว เพราะการระเบิดครั้งใหญ่ทำให้เอกภพมีขนาดใหญ่ขึ้นเป็นหลายพันล้านเท่า เพื่อที่จะทำความเข้าใจกับการเปลี่ยนแปลงขนาดของเอกภพ ให้นักเรียนนึกภาพของถั่วเม็ดเล็กๆว่าถ้านักเรียนสามารถเป่าถั่วเม็ดเล็กๆ นี้ให้มีขนาดใหญ่เท่ากับโลกได้ นั่นคือการทำให้ขยายตัวขึ้นพันล้านเท่า เอกภพก็เป็นเช่นเดียวกันกับถั่วเม็ดนี้ที่เคยมีขนาดเล็กมาก่อนและขยายตัวขึ้นเรื่อยๆอย่างรวดเร็วตั้งแต่เกิดการระเบิดครั้งใหญ่ นักดาราศาสตร์สรุปได้ว่า การเคลื่อนที่ออกจากกันของกาแล็กซีเป็นผลมาจากการขยายตัวของเอกภพ หลังจากการระเบิดครั้งใหญ่หรือบิกแบงนั่นเอง
ในเมื่อนักดาราศาสตร์สามารถประมาณอัตราการขยายตัวของเอกภพได้ ดังนั้นจึงสามารถทราบได้ว่า เอกภพของเราจะขยายตัวนานต่อไปอีกเท่าใด นักดาราศาสตร์คาดว่าเอกภพจะขยายตัวนานต่อไปอีกเป็นเวลาถึง 10,000 ถึง 15,000 ล้านปี
อนาคตของเอกภพ
อนาคตของเอกภพจะเป็นอย่างไร เอกภพจะยังคงขยายตัวต่อไปเรื่อย ๆ จนกระทั่งถึงวันหนึ่งที่ดาวฤกษ์ทุกดวงจะเผาผลาญเชื้อเพลิงจนหมดไป ในที่สุดเอกภพจะเย็นลงและมืดสนิท หรือถ้าไม่เป็นเช่นนั้น อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงอาจจะดึงให้เอกภพค่อย ๆ ยุบรวมตัวกัน ซึ่งจะทำให้เกิดการหดตัวกลับของเอกภพในทิศทางที่ตรงกันข้ามกับบิกแบง เรียกว่า “บิกครันช์” (Big Crunch) สสารทั้งหมดหดตัวลงเรื่อย ๆ และกลายเป็นหลุมดำขนาดมหึมา
ถ้าจะถามว่าความเป็นไปได้อันไหนจะเกิดขึ้น คำตอบก็จะขึ้นอยู่กับค่าแรงโน้มถ่วงว่า มากพอที่จะดึงกาแล็กซีต่าง ๆ กลับเข้าหากันได้หรือไม่ ซึ่งค่าแรงโน้มถ่วงนี้ขึ้นอยู่กับมวลสารทั้งหมดที่มีอยู่ในเอกภพ เป็นการยากเพราะว่ามวลสารบางส่วนอยู่ในรูปของอนุภาคที่ไม่แผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมา จากหลักฐานที่เรามีอยู่ในปัจจุบันพบว่า เอกภพมีแรงโน้มถ่วงไม่มากพอที่จะดึงกาแล็กซีกลับเข้าหากันได้ อย่างไรก็ตาม ยังมีการทำวิจัยทางด้านนี้อยู่เพื่อพยายามหาคำตอบให้ได้
วิชาดาราศาสตร์เป็นวิชาวิทยาศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดแขนงหนึ่ง แต่ยังคงมีการค้นพบใหม่ ๆ เกิดขึ้นมากมาย และมีปัญหาที่ยังรอคำตอบอยู่อันเกี่ยวเนื่องกับเอกภพของเรา
ดาราจักร (Galaxy)
ดาราจักร หมายถึง อาณาจักรหรือเมืองของดาวฤกษ์ ตรงกับภาษาอังกฤษว่า กาแล็กซี (Galaxy) ในดาราจักรหนึ่งๆ มีดาวฤกษ์เป็นแสนล้านดวง ระหว่างดาวฤกษ์เป็นอวกาศ บางแห่งมีฝุ่นและแก๊สรวมกันอยู่เรียกว่า เนบิวลา ดาราจักรจึงมีดาวฤกษ์และเนบิวลาเป็นองค์ประกอบสำคัญ ณ ศูนย์กลางของดาราจักรอาจมีหลุมดำแรงโน้มถ่วงสูงสามารถส่งแรงไปถึงดาวฤกษ์ทำให้ดาวฤกษ์ทั้งหลายเคลื่อนรอบใจกลางของดาราจักรคล้าย ๆ ดาวเคราะห์และบริวารเคลื่อนรอบดวงอาทิตย์ในระบบสุริยะ ดวงดาวทั้งหลายที่เห็นบนฟ้าเป็นดาวที่อยู่ในดาราจักรของเราหรือดาราจักรทางช้างเผือก ทั้งนี้เพราะดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในดาราจักรของเราอยู่ในทางช้างเผือกซึ่งที่คล้ายเมฆบางๆ อยู่โดยรอบท้องฟ้า ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่งในดาราจักรของเรา
ภาพดาราจักร
ภาพ กาแล็กซีทางช้างเผือก
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ดาราจักรที่เราอยู่ใกล้ดาราจักรทางช้างเผือกมากที่สุด คือ ดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่ อยู่ห่างออกไปประมาณ 170,000 ปีแสง นอกจากนี้ยังมีดาราจักรแมกเจลแลนเล็กเป็นดาราจักรเพื่อนบ้านอีกแห่งหนึ่งที่อยู่ห่าง 190,000 ปีแสง เราสามารถมองเห็นดาราจักรทั้งสองได้ด้วยตาเปล่า ดาราจักรอื่นที่อาจมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าคือดาราจักรแอนโดรเมดาซึ่งอยู่ห่าง 2.2 ล้านปีแสง
ฮับเบิล นักดาราศาสตร์ชาวสหรัฐได้แบ่งดาราจักรออกเป็น 4 ประเภท ได้แก่
แบบสไปรัล หรือกังหัน มีจุดกลางสว่างและมีแขน ถ้าจุดกลางสว่าวชัดเจนพร้อมแขนหลายแขนที่มีรูปร่างเด่นชัดใกล้ชิดกัน เรียกว่า สไปรัลเอสเอ (Sa) ถ้าจุดกลางไม่สว่างมากและแขนหลวม ๆ เรียกว่า สไปรัลเอสบี (Sb) ถ้าจุดกลางไม่เด่นชัดและแขนแยกออกจากกันมากเรียกว่า สไปรัลเอสซี (Sc) ดาราจักรของเราอยู่ในประเภทเอสบี ดาราจักรเอสบีที่อยู่ใกล้เราที่สุด คือดาราจักรแอนโดรเมดา
แบบบาร์สไปรัล มีแกนกลางสว่างและมีแขน เป็นดาราจักรที่มีแกนเป็นศูนย์กลาง ที่ปลายของแกนทั้งสองข้างมีแขนต่อออกไปเป็นกังหันแบ่งเป็น 3 ระดับคือ เอสบีเอ (Sba)มีแกนกลางสว่างชัดเจนพร้อมแขนเด่นชัด เอสบีบี (SBb) มีแกนกลางไม่สว่างมากพร้อมแขนหลวมๆ และ เอสบีซี (SBc) มีแกนกลางไม่เด่นชัดและมีแขนหลวม ๆ ที่แยกจากกัน
แบบรูปไข่ บริเวณกลางสว่างเป็นรูปไข่ที่มีความแบนต่างๆ กันตั้งแต่ อี7 (E7=Elliptical7) ถึงอีศูนย์ถ้าแบนมากตรงกับอี 7
แบบไร้รูปร่าง เป็นดาราจักรที่ไม่มีรูปแบบดังกล่าวข้างต้น เช่นดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่ และดาราจักรแมกเจลแลนเล็ก เป็นต้น
ในเอกภพมีดาราจักรทั้งหมดประมาณหมื่นล้านดาราจักรซึ่งเป็นแบบมีแขนประมาณ 30%แบบรูปไข่ 60 % และแบบไร้รูปร่าง 10 % ดาราจักรของเรามีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง ดวงอาทิตย์อยู่ที่แขนห่างจุดกลาง 30,000ปีแสง เคลื่อนรอบศูนย์กลางรอบละ 200 ล้านปี โดยกำลังพาเหล่าบริวารมุ่งหน้าไปทางกลุ่มดาวพิณใจกลางของดาราจักรทางของเราอยู่ทางกลุ่มดาวคนยิงธนู ถ้าดูดาราจักรของเราทางด้านข้างจะเห็นเป็นรูปคล้ายจานข้าว 2 จ้านประกบกัน แต่เมื่อดูจากด้านบนจะเป็นรูปกังหันหรือสไปรัลเอสบี
เราไม่สามารถถ่ายภาพดาราจักรของเราทั้งหมดได้เพราะเราอยู่ภายในดาราจักรของเรา แต่สามารถถ่ายภาพท้องฟ้าทุกทิศทางแล้วนำมาประกอบกันขึ้นบนทรงกลมท้องฟ้าที่มีแนวทางช้างเผือกเป็นเส้นแบ่งครึ่งของทรงกลม พบว่าดาวส่วนใหญ่อยู่หนาแน่นในทางช้างเผือก และนับว่าเป็นภาพโมเสคของดาราจักรของเราที่สวยงาม
ดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่
เป็นดาราจักรเพื่อนบ้านของดาราจักรของเรา อยู่ห่าง 170,000 ปีแสง เป็นดาราจักรที่อยู่ใกล้เราที่สุดและเป็นประเภทไร้รูปร่าง
ดาราจักรแอนโดรเมดา
เป็นดาราจักรแบบเอสบี อยู่ห่างดาราจักรของเรา 2.2 ล้านปีแสง มีชื่อเรียกอีกอย่างหนึ่งว่า เอ็ม 31 หรือเอ็นจีซี 224 มีดาราจักรข้างเคียง 2 แห่ง คือ เอ็ม 32 และเอ็มจีซี 205
เอ็นจีซี 1300 เป็นดาราจักรประเภทมีแกนกลางสว่างและมีแขน( ภาพถ่ายจากหอดูดาว)
เอ็นจีซี 4486 หรือเอ็ม87 อยู่ในกลุ่มดาวผู้หญิงสาว เป็นดาราจักรรูปทรงกลม (ภาพถ่ายจากหอดูดาวแห่งชาติคิดพีค)
ควอซาร์ ( Quasars)
ย่อมาจากคำว่า Quasi Stellar Radio Source แปลว่า แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่เป็นวัตถุกึ่งดาวเรียกย่อ ๆ ว่า วัตถุกึ่งดาวและภาพถ่ายของควอซาร์มีลักษณะคล้ายภาพของดาวฤกษ์แต่ให้พลังงานมากกว่า พบครั้งแรกเมื่อ พ.ศ. 2503 มีการค้นหาอย่างเป็นระบบเมื่อปี พ.ศ. 2522 พบว่า ควอซาร์ที่มีอันดับความสว่างมากกว่า 8 มีประมาณ 20,000แห่ง ถ้ารวมพวกที่ริบหรี่กว่านี้จะต้องมีควอซาร์เป็นจำนวนมาก
ควอซาร์ให้พลังงานในช่วงคลื่นรังสีเอกซ์ด้วย ดาวเทียมไอน์สไตน์ซึ่งสำรวจวัตถุท้องฟ้าในช่วงคลื่นรังสีเอกซ์พบว่า 70 % ของวัตถุที่สำรวจเป็นควอซาร์ สเปกตรัมของควอซาร์เคลื่อนที่ไปทางคลื่นสีแดงค่อนข้างมากอัตราการเคลื่อนที่ของคลื่นหรือความยาวคลื่นที่เปลี่ยนไปหารด้วยความยาวคลื่นสูงถึง 3.53 และส่วนใหญ่จะมากกว่า 1.0 ในกรณีเท่ากับเราออกไปด้วยความเร็ว 91 % ของความเร็วแสง
ปัจจุบันมีผู้เสนอทฤษฎีเกี่ยวกับโมเดลของควอซาร์หลายทฤษฎี เช่น ทฤษฎีหนึ่งกล่าวว่า ควอซาร์เป็นแก๊สที่มีเนื้อสารมหาศาลขนาดหลายร้อยถึงหลายล้านเท่าของดวงอาทิตย์กำลังยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงทำให้โมเลกุลของแก๊สเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูง บางทีจะกลายเป็นหลุมดำพลังงานที่วัดได้ มาจากพลังงานศักย์ของแรงโน้มถ่วงที่แผ่ออกมาขณะยุบตัวลง
อีกทฤษฎีหนึ่งกล่าวว่าควอซาร์เป็นดาราจักรที่กำลังเกิดขึ้น ส่วนอีกทฤษฎีหนึ่งบอกว่าเป็นดาราจักรอายุมากซึ่งดาวฤกษ์ ณ ศูนย์กลางกำลังชนกัน ฟิลลิป มอร์ริสัน ตั้งสมมติฐานว่าควอซาร์เป็นดาราจักรที่มีแกนกลางหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงและแกนกลางเป็นแก๊สร้อนมีเนื้อสารเป็นร้อยล้านเท่าของดวงอาทิตย์อยู่ภายในรัศมี 0.1 ปีแสง โมเดลแบบหมุนนี้ให้มีสนามแม่เหล็กปานกลางด้วย ทำให้อนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าและอิเล็กตรอนที่เคลื่อนออกจากแกนกลางไปตัดสนามแม่เหล็ก เกิดเป็นพลังงานที่วัดได้จากโลก ในขณะที่แก๊สสูญเสียอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าเหล่านี้แกนกลางจะหดตัวลงทำให้ต้องหมุนเร็วขึ้นเพื่อให้กระบวนการดำเนินต่อไปเรื่อยๆ
ควาซาร์จึงอาจเป็นดาราจักรที่มีแกนกลางกำลังปั่นป่วน หรืออาจเป็นวัตถุที่อยู่ไกลที่สุดในเอกภพ
ดาวเคราะห์
ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ
การศึกษาเรื่องของดาวเคราะห์ได้เริ่มมาแล้วแต่อดีตกาล ทั้งนี้เพราะมนุษย์สังเกตเห็นว่ามีดาวบางดวงลักษณะการเคลื่อนที่แตกต่างจากดาวโลกทั่ว ๆ ไป แต่ความรู้ที่ได้จากการศึกษาอดีตกาลไม่ก้าวหน้าไปมากนัก เพราะการศึกษาตาเปล่าคงสังเกตได้แต่เพียงความสว่างและสีดาวเท่านั้น ต่อมาเมื่อกาลิเลโอได้ประดิษฐูกล้องโทรทรรศน์ขึ้นและสำรวจพบดวงจันทร์ของดาวพฤหัส ทำให้การศึกษาดาวเคราะห์ก้าวหน้าขึ้น
ปัจจุบันการศึกษาดาวเคราะห์นอกจากสังเกตด้วยตาเปล่า อาศัยกล้องโทรทรรศน์ และถ่ายภาพแล้ว ยังได้มีการส่งยานอวกาศขึ้นไปศึกษาดาวเคราะห์ด้วย สำหรับยานอวกาศที่ส่งขึ้นไปนั้น บางลำจะโคจรไปรอบๆ ดาวเคราะห์แล้วถ่ายรูปส่งกลับมา บางลำสามารถลงบนดาวเคราะห์ได้ พร้อมทั้งตรวจสอบข้อมูลต่างๆ ที่ต้องการศึกษา บางลำบินผ่านเข้าไปใกล้ๆ แล้วถ่ายรูปส่งกลับมายังโลก ต่อไปนี้เป็นข้อมูลที่ได้จากการศึกษาดาวเคราะห์จนถึงปัจจุบัน
ภาพดาวเคราะห์ในระบบสุริยะจักรวาล
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
1. ดาวพุธ (Mercury)
ดาวพุธเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด โดยโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรีมากที่สุด มีระยะห่างเฉลี่ยจากดวงอาทิตย์ 58 ล้านกิโลเมตร (36 ล้านไมล์) ประมาณ 4 ใน 10 ของระยะทางเฉลี่ยของโลก ฉะนั้นดาวพุธจึงอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เฉลี่ย 0.4 A.U.
เนื่องจากดาวพุธเป็นดาวเคราะห์วงในและมีค่าอีลองเกชั้นสูงสุดประมาณ 28o เราจึงไม่เคยเห็นดาวพุธขึ้นสูงจากขอบฟ้าเกิน 28o ในตอนใกล้รุ่งเพราะหลังจากนั้นแสงจากดวงอาทิตย์จะกลบแสงจากดาวพุธเสียหมด ดาวพุธโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลาเพียง 88 วัน แต่หมุนรอบตัวเองช้ามากถึง 59 วัน ฉะนั้นในตำแหน่งที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด อุณหภูมิที่ผิวจะแตกต่างกันมากระหว่างกลางวันและกลางคืน กลางวันมีอุณหภูมิสูงถึง 500 oC ตรงขอบรอยต่อระหว่างกลางวันและกลางคืน อุณหภูมิลดลงเหลือ 150oC การที่อุณหภูมิแตกต่างกันมากเช่นนี้ เพราะดาวพุธหมุนรอบตัวเองช้าและไม่มีบรรยากาศ
2. ดาวศุกร์ (Venus)
ดาวศุกร์และโลกทั้งสองดวงนี้เหมือนดาวฝาแฝดกัน เพราะทั้งมวลและความหนาแน่นใกล้เคียงกันมาก จึงมีขนาดใกล้เคียงกันมาก ดาวศุกร์มีรัศมี 0.95 เท่าของโลก มีมวล 0.815 ของโลก และความหนาแน่นเฉลี่ย 5.2 กรัมต่อลูกบาศก์เซ็นติเมตร ซึ่งน้อยกว่าโลกเล็กน้อย แม้ว่าจะมีอะไรคล้ายคลึง แต่ก็มีหลาย ๆ อย่างแตกต่างกัน โลกของเรามีมหาสมุทร มีพายุฝน บรรยากาศมีแก๊สออกซิเจน ในมหาสมุทรก็มีสัตว์น้ำว่ายไปมา ส่วนดาวศุกร์มีอุณหภูมิสูงถึง 750 K บรรยากาศเต็มไปด้วยแก๊สคาร์บอนไดออกไซด์ ดาวศุกร์อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่าดาวพุธ แต่อยู่ใกล้กว่าโลกระยะห่างเฉลี่ย 0.7 A.U. เป็นดาวเคราะห์ที่โคจรใกล้โลกของเรามาก ในขณะที่อยู่ใกล้โลกจะห่างเพียง 45 ล้านกิโลเมตร
เนื่องจากดาวศุกร์มีเมฆหุ้มห่ออยู่อย่างหนาแน่น ทำให้มองไม่เห็นพื้นผิวของดาวศุกร์ถ้าจะตรวจวัดการหมุนรอบตัวเองโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ใช้แสงธรรมดาย่อมทำไม่ได้ จึงได้มีการใช้คลื่นเรดาร์เจาะทะลุผ่านเมฆเข้าไปยังพื้นผิวและสะท้อนกลับมา ซึ่งได้กระทำกันในปี พ.ศ. 2504 โดยวิธีนี้ทำให้ตรวจพบว่า ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเอง ใช้เวลา 243 วัน และในปี พ.ศ. 2505 ยังได้ตรวจพบอีกว่า ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเองในทิศทวนทิศกับการโคจรรอบดวงอาทิตย์ ซึ่งแตกต่างจากการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ
ดาวศุกร์โคจรรอบดวงอาทิตย์เกือบเป็นวงกลม ระนาบวงโคจรเอียงเพียง 3o 23’ 40” กับระนาบอีคลิปติก ใช้เวลา 224.701 วัน
3. โลก (The Earth)
โลกเป็นดาวเคราะห์ดวงที่สามในระบบสุริยะอยู่ถัดจากดาวศุกร์ออกมาจัดเป็นดาวเคราะห์วงใน ( Inner planets) และเป็นดาวเคราะห์ในกลุ่มเดียวกับดาวพุธ ดาวศุกร์ และ ดาวอังคาร เพราะเป็นดาวที่มีลักษณะคล้ายกัน มีขนาดไล่เลี่ยกับดาวศุกร์ อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 1 A.U ถ้ามีมนุษย์อยู่บนดาวเคราะห์ดวงอื่น เช่น ดาวอังคาร เมื่อมองมายังโลกจะเห็นมีลักษณะ สดใส ส่วนใหญ่ปกคลุมด้วยเมฆจึงทำให้มองเห็นพื้นผิวได้เพียงเล็กน้อย พื้นผิวมีสีน้ำเงินแกมเขียวของน้ำทะเล ส่วนพื้นผิวที่ไม่ใช่น้ำจะมีสีค่อนไปทางสีน้ำตาล
บรรยากาศของโลกมีคาร์บอนไดออกไซด์อยู่เล็กน้อย มีออกซิเจนประมาณ 20 % มีไนโตรเจนเป็นส่วนใหญ่ บริเวณแถบขั้วโลกปกคลุมด้วยน้ำแข็ง ฉะนั้นเมื่อมองจากดาวเคราะห์ดวงอื่น จะมองเห็นขั้วโลกขาวคล้ายครอบด้วยหมอก ซึ่งเรียกว่า “ polar cap” เช่นเดียวกับเรามองดูดาวอังคาร
โลกจัดเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ในลักษณะพอเหมาะ คือ ห่างจากดวงอาทิตย์ไม่มากและ ไม่น้อยเกินไป ทำให้อุณหภูมิไม่ร้อนจัดเหมือนดาวพุธ และไม่หนาวจัดเหมือนดาวเคราะห์รอบนอกนอกจากนี้ยังมีบรรยากาศหุ้มห่อ ทำให้อุณหภูมิในช่วงกลางวันและกลางคืนไม่แตกต่างกันมาก จึงมีสิ่งมีชีวิตอุบัติขึ้นบนโลกของเราได้ โลกเป็นดาวเคราะห์ดวงในที่สุดมีดาวบริวาร 1 ดวง คือ ดาวจันทร์
4. ดาวอังคาร (Mars)
ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์ดวงที่ 4 ในระบบสุริยะ โดยอยู่ถัดจากโลกออกไปเมื่อมองดูในท้องฟ้าจะมีสีแดงจึงจัดเป็นดาวเคราะห์ที่น่าสนใจของนักวิทยาศาสตร์และผู้คนที่ไม่ใช่นักวิทยาศาสตร์ สิ่งที่กระตุ้นให้ผู้คนสนใจกันมากก็เนื่องจากเซียปาเรลลี ชาวอิตาลีใช้กล้องโทรทรรศน์ดูดาวอังคาร และเขียนรายงานว่า เขาเห็นเส้นดำบางพาดกันเป็นตาข่าย เขาเรียกว่า Canali ( แปลว่า ช่องแคบ) และมีผู้แปลคำว่า Canali เป็น Canal (คลอง) ทำให้เข้าใจว่าเป็นคลองซึ่งดูเหมือนเกิดขึ้นจากการขุดของสิ่งมีชีวิต ปัจจุบันเราทราบว่า ที่เข้าใจว่าเป็นคลองบนดาวอังคารนั้นไม่มี จากการศึกษาล่าสุดแสดงว่า เคยมีน้ำในสมัยดั้งเดิม และสิ่งนี้เป็นหลักฐานให้นักดาราศาสตร์หวังว่าในช่วงที่มีน้ำนั้นน่าจะมีสิ่งมีชีวิตอุบัติขึ้น
ดาวอังคารจัดเป็นดาวเคราะห์ขนาดเล็กมีเส้นผ่าศูนย์กลางเพียง 6,800 กม. มีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของดาวศุกร์หรือโลก ใหญ่กว่าดาวพุธประมาณเท่าครึ่ง แต่เนื่องจากดาวอังคารอยู่ห่างจากโลก 1.6 A.U. คือ ประมาณเท่าครึ่งของโลกทำให้ได้รับพลังงานน้อย อุณหภูมิที่ผิวจึงต่ำ ทำให้พอมีบรรยากาศห่อหุ้มอยู่บ้างแต่มีเพียงบางๆ บรรยากาศมีความกดดันเพียง 1% ของความกดดันบนโลกแต่อาจจะมีเพียงพอสำหรับสิ่งมีชีวิตได้
ดาวอังคารมีรัศมี 3,380 กม. มีมวล 0.107 เท่าของมวลโลก มีความหนาแน่นเฉลี่ย 3.97 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร มากกว่าดวงจันทร์ รูปร่างของดาวอังคารเกือบเป็นทรงกลม
ดาวอังคารโคจรรอบดวงอาทิตย์ 1 รอบ ใช้เวลา 687 วัน ประมาณ 23 เดือนบนโลก เนื่องจากแกนของดาวอังคารเอียงทำมุม 23O กับระนาบวงโคจร ต่างจากโลกเพียงครึ่งองศา ทำให้ดาวอังคารมีฤดูกาลเช่นเดียวกับโลก แต่ฤดูหนึ่ง ๆ จะยาวประมาณ 2 เท่าของฤดูบนโลกของเรา และจากการที่ดาวอังคารมีฤดูกาลนี่เอง เมื่อมองจากโลกจึงมองเห็นสีสันเปลี่ยนไปเป็นสีออกทางเขียวๆ ในฤดูใบไม้ผลิบนดาวอังคาร ครึ่งปีต่อมาจะเห็นสีเช่นเดียวกันนี้ทางซีกใต้ จึงทำให้เชื่อกันว่าการเปลี่ยนแปลงสีนี้เกิดจากการมีพืชบนดาวอังคาร
5. ดาวพฤหัส (Jupiter)
ดาวพฤหัสเป็นดาวเคราะห์ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ ดาวดวงนี้ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ ประมาณถึง 85% ของมวลทั้งหมด ทั้งๆ ที่นักวิทยาศาสาตร์ยังไม่แน่ใจส่วนประกอบทางเคมีของโลกซึ่งเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ตัวที่สุด เพราะสามารถเจาะโพรงลงไปได้ลึกที่สุดเพียง 0.25% ของรัศมีโลก คิดเป็นความลึกประมาณ 16 กม. เท่านั้น
ดาวพฤหัสเป็นดาวเคราะห์ที่มีมวลมากที่สุด คือ 317.83 เท่าของมวลโลก และมีขนาดใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ (มวลรวมทั้งหมดของระบบดาวเคราะห์ และรวมทั้งวัตถุขนาดเล็กทั้งหมดที่เป็นบริวารของดวงอาทิตย์มีค่าเท่ากับ 448 เท่าของมวลของโลก) จึงนับว่าเป็นมวลส่วนใหญ่ของระบบดาวเคราะห์รอบดวงอาทิตย์ได้กล่าวแล้วว่า ดาวพฤหัสอาจไม่มีพื้นผิวแข็งเหมือนโลก เมื่อมองผ่านกล้องโทรทรรศน์จะเห็นเป็นแถบเมฆห่อหุ้มเอาไว้ขนานกับเส้นศูนย์สูตรและช้าลงเล็กน้อยในละติจูดสูงขึ้น ทุกๆ 50 วัน แถบเมฆที่ศูนย์สูตรจะหมุนได้มากกว่าที่ใกล้ขั้ว 1 รอบ เนื่องจากดาวพฤหัสหมุนรอบตัวเองเร็ว จึงมีลักษณะป่องกลาง เพราะบริเวณศูนย์สูตรมีแรงเหวี่ยงมาก
ดาวพฤหัสโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรี ด้วยคาบ 4332.589 วัน หรือ 11.86223 ปี มีระนาบวงโคจรทำมุมกับระนาบอีคลิปติคเท่ากับ 1o 18’ 17” แกนหมุนรอบตัวเองของดาวพฤหัสทำมุม 3o 05’ กับเส้นตั้งฉากกับระนาบวงโคจร คือเกือบตั้งฉากกับระนาบวงโคจร ทำให้ดาวพฤหัสไม่มีฤดูกาลเช่นโลกหรือดาวอังคาร
ลักษณะพิเศษน่าสนใจทีสุดบนดาวพฤหัส คือ จุดแดงใหญ่ (Great red spot) เป็นวงรีใหญ่มีสีค่อนข้างแดง มีขนาดกว้าง 14,000 กม. ยาว 30,000 กม. มีผู้ติดตามรูปลักษณะของจุดแดงใหญ่นี้มามากกว่าสามศตวรรษพบว่ารูปลักษณ์คงตัว แม้ว่าทั้งสีและรูปร่างเปลี่ยนแปลงไปในบางปี
6. ดาวเสาร์ (Saturn)
ดาวเสาร์นับเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สวยที่สุดในระบบสุริยะ และเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สวยที่สุดเมื่อเรามองดูในท้องฟ้าผ่านกล้องโทรทรรศน์ แม้แต่กล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กๆ ก็สามารถมองเห็นระบบวงแหวนของดาวเสาร์ได้
ดาวเสาร์เป็นดาวเคราะห์ยักษ์เช่นเดียวกับ ดาวพฤหัส ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 9.5 A.U. จึงทำให้โคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลานานถึง 29.4577 ปี ดาวเสาร์หมุนรอบตัวเองเร็วมากใช้เวลาเพียง 10 ชม. 14 นาที มากกว่าดาวพฤหัสเล็กน้อย ทำให้ดาวเสาร์มีความแป้นที่สุด ดาวเสาร์มีมวล 95.147 เท่าของโลก เนื่องจากมีขนาดใหญ่รองลงมาจากดาวพฤหัสจึงมีความหนาแน่นเพียง 0.7 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งน้อยกว่าความหนาแน่นของน้ำ ทำให้มีผู้กล่าวว่า ดาวเสาร์ลอยน้ำได้
ดาวเสาร์มีลักษณะพิเศษที่มองเห็นจากกล้องโทรทรรศน์ คือ มีวงแหวน (ปัจจุบันดาวพฤหัสและดาวยูเรนัส ก็พบว่ามีวงแหวนเช่นเดียวกับ) ระบบวงแหวนทั้งหมดของดาวเสาร์อยู่ในขอบเขตโรเช่ ( เป็นอาณาเขตรอบๆ วัตถุที่มีมวลมาก เมื่อวัตถุอื่นเข้ามาสู่บริเวณนี้จะถูกแรงโน้มถ่วงที่แตกต่างของวัตถุมวลมาก ดึงฉีกให้แตกสลายเป็นชิ้นเล็กๆ) ลักษณะปรากฏของวงแหวนเมื่อสังเกตจากโลกเปลี่ยนแปลงไปตามปี ทั้งนี้เพราะแนวเล็งจากโลกทำมุมต่างๆกับระนาบของวงแหวนของดาวเสาร์
7. ดาวยูเรนัส (Uranus)
ดาวยูเรนัสนับเป็นดาวเคราะห์ดวงแรกที่ถูกค้นพบโดยอาศัยกล้องโทรทรรศน์เมื่อประมาณ 200 ปีมาแล้ว โดย วิลเลี่ยม เฮอร์เชล (William Herschel 1781) เกือบจะเป็นไปไม่ได้ที่จะมองดาวยูเรนัสด้วยตาเปล่าโดยปราศจากกล้องโทรทรรศน์ เนื่องจากอยู่ไกลมาก เมื่อมองจากกล้องโทรทรรศน์จะเห็นคล้ายแผ่นกลมเล็กๆ นักดาราศาสตร์เคยรายงานว่า มองเห็นแถบสีจางมากๆบนพื้นผิวดาวดวงนี้ แต่ยังไม่สามารถถ่ายภาพได้สำเร็จ ดาวยูเรนัสมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 4.4 เท่าของโลก และมีมวล 14.56 เท่าของมวลโลก มีความหนาแน่น 1.2 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร มีค่าอัลบิโดประมาณ 60% ในช่วงแสงสว่าง แสดงว่า ดาวยูเรนัสเต็มไปด้วยเมฆ เนื่องจากดาวยูเรนัสอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 19 A.U. จึงโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลาถึง 84 ปี หมุนรอบตัวเองด้วยเวลาประมาณ 12 ชั่วโมง มีสิ่งผิดปกติบนดาวดวงนี้ก็คือ แกงหมุนเอียงอย่างมากจนเกือบขนานกับระนาบวงโคจรซึ่งไม่มีดาวเคราะห์ดวงใดมีลักษณะเช่นนี้
8. ดาวเนปจูน (Neptune)
ดาวเนปจูนเป็นดาวเคราะห์ดวงเดียวที่การปรากฎอยู่และตำแหน่งของมันสามารถคำนวณได้อย่างถูกต้อง โดยอาศัยการวัดผลกระทบเกี่ยวกับแรงดึงดูดบนดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่ง(คือดาวยูเรนัส) ดาวเนปจูนสว่างน้อยมากจนไม่สามารถมองเห็นได้ โดยไม่มีกล้องโทรทรรศน์ช่วย ทั้งนี้เพราะอยู่ไกลออกไปจากโลกมาก จนเราไม่สามารถเห็นรายละเอียดได้เลย
ดาวเนปจูนมีขนาดและมวลพอ ๆ กับดาวยูเรนัส ใหญ่ราว 3.39 เท่าของโลก มีมวล 17.23 เท่าของโลก มีความหนาแน่นมากที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ยักษ์ คือ 2.30 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เมื่อวัดการหมุนรอบตัวเองจากหลักของคอปเลอร์ของสเปกตรัมจะได้คาบ 15 ซม. 48 นาที ดาวเนปจูนอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เฉลี่ย 30.0578 A.U. จึงใช้เวลาโคจรรอบดวงอาทิตย์ถึง 164.793 ปี บรรยากาศของเนปจูนไม่ปรากฏว่ามีแอมโมเนีย ซึ่งอาจจะแข็งตัวจมอยู่ภายในบรรยากาศปรากฏเป็นสีเขียวเมื่อตรวจด้วยสเปกตรัมพบแต่มีเทนกับไฮโดรเจน เชื่อว่าบรรยากาศของเนปจูนคงจะมีเมฆมีเทนลอยอยู่
เนปจูนมีดาวบริวาร 2 ดวง คือ ไททันซึ่งมีขนาดใหญ่พอๆกับไททันและอยู่ใกล้กับดาวเคราะห์แม่ ไม่มีดาวบริวารของดาวเคราะห์ดวงใดมีวงโคจรใกล้ชิดอย่างนี้ ผลกระทบที่สำคัญก็คือ วงโคจรของไททันจะเลื่อนเข้าใกล้ดาวเนปจูนอย่างช้าๆบางทีใน 100 ล้านปีข้างหน้า ไททันอาจเข้าไปใกล้ดาวเนปจูนมากจนกระทั่งแรงดึงดูด ทำให้ไททันแตกสลายเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อยจำนวนมากมาก และจัดเรียงตัวเป็นวงแหวนรอบดาวเนปจูนในไม่ช้า ดาวบริวารอีกดวงหนึ่ง คือ เรเรียด มีขนาดเล็กมาก และโคจรรอบเนปจูนเป็นวงรี และรีที่สุดในบรรดาดาวบริวาร
9. ดาวพลูโต (Pluto)
ดาวพลูโตไม่จัดอยู่ในกลุ่ม ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ ขนาดของมันเล็กกว่าครึ่งหนึ่งของโลก มีมวลน้อยกว่าโลก ความหนาแน่นและองค์ประกอบทางเคมียังไม่เป็นที่ทราบกัน
พลูโตโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรีมาก และวงโคจรเอียงทำมุมกับระนาบอีคลิปติกมากที่สุด คือ 17.15 องศาโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลา 247.7 ปี ห่างจากดวงอาทิตย์ทางครึ่งแกนยาวเท่ากับ 39.44 A.U. ปัจจุบันดาวพลูโตไม่จัดอยู่ในกลุ่ม ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะแล้ว
ดาวหาง (Comets)
ได้กล่าวมาในตอนต้นบทแล้วว่า บริวารของดวงอาทิตย์นอกจากดาวเคราะห์และบริวารของดาวเคราะห์แล้ว ดาวหาง อุกกาบาต และดาวเคราะห์น้อย ก็จัดอยู่ในระบบสุริยะด้วย
ในทุกๆ 2-3 ปี จะมีดาวหางปรากฏในท้องฟ้าด้วยหางอันยาวเหยียด จากก้อนกลมสว่างที่เราเรียกว่า หัว ก็จะมีหางทอดยาวออกไป บางที่อาจยาวถึง 1 ใน 6 ของท้องฟ้าหรือมากกว่านั้น เนื่องจากดาวหางมีหางอันยาวเหยียดนี้เองจึงเป็นจุดสนใจของคนส่วนใหญ่ ดาวหางเคลื่อนที่ไปในท้องฟ้าได้รวดเร็วกว่าเทห์วัตถุท้องฟ้าอื่นๆแม้แต่เคปเลอร์ผู้ตั้งกฎเกณฑ์การเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ก็ยังไม่ยอมรวมเอาดาวหางเข้าร่วมในกฎเกณฑ์เช่นเดียวกับดาวเคราะห์และดาวเคราะห์น้อย แต่ในสมัยต่อมาเมื่อนิวตันตั้งกฎของความโน้มถ่วง นักดาราศาสตร์จึงพบว่า ดาวหางโคจรรอบดวงอาทิตย์ตามกฎความโน้มถ่วงของนิวตันและตามกฎการโคจรของเคปเลอร์
ภาพลักษณะของดาวหาง
ภาพดาวหางฮัลลี่ย์ที่โคจรเข้ามาใกล้เมื่อปีพ.ศ.2529และจะมาโคจรเข้าใกล้โลกอีกครั้งปีพ.ศ.2605
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ดาวหางโคจรรอบดวงอาทิตย์ส่วนใหญ่เป็นรูปวงรี ในบางกรณีวงรีอาจมีแกนยาวมากจนยากที่จะวินิจฉัยได้ว่า เส้นทางโคจรขณะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์นั้นเป็นส่วนหนึ่งของวงรีหรือเป็นรูปพาราโบลา หรือเป็นรูปไฮเปอร์โบลากันแน่
มีดาวหางพวกหนึ่ง โคจรเกือบเป็นวงกลมคล้ายคลึงกับวงโคจรของดาวเคราะห์ และโคจรรอบดวงอาทิตย์ในทิศทางเช่นเดียวกับดาวเคราะห์น้อย ถ้ามองในแง่ของวงทางโคจร วัตถุทั้งสองพวกนี้มีความคล้ายคลึงกันมาก แม้ว่าธรรมชาติทางฟิสิกส์จะแตกต่างกันก็ตาม
ดาวหางจะถูกตั้งชื่อหลังจากมีผู้เห็นวัตถุในท้องฟ้า การตั้งชื่อตั้งโดยใช้ปี ค.ศ. แล้วตามด้วยตัวอักษร เช่น ดาวหางที่โคฮูเทคค้นพบ ค้นพบในปี 1973 จะมีชื่อเรียกว่า 1973a , 1973b, … ตามลำดับก่อนหลัง เช่น ดาวหางที่โคฮูเทคค้นพบ ค้นพบในปี 1973 เป็นดวงที่ 6 ของปีนี้ และมีชื่อชั่วคราวว่า 1973f เมื่อเวลาผ่านไป หลังจากได้มีการคำนวณอย่างละเอียดถึงวงทางโคจรของดาวหางแต่ละดวงก็จะเลิกชื่อชั่วคราว แต่จะเรียกชื่อดาวหางตามลำดับก่อนหลังที่เข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด เช่น ดาวหางโคฮูเทค ชื่อชั่วคราวว่า 1973f ชื่อหลังจากคำนวณวงทางโคจรเรียกชื่อว่า 1973XII เพราะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์เป็นดวงที่ 12
นอกจากจะตั้งชื่อตามตัวเลขของปี ค.ศ. แล้วยังได้รับการตั้งชื่อตามผู้ค้นพบในกรณีที่มีผู้ค้นพบไล่เลี่ยกันโดยไม่ทราบกันมาก่อน จะมีชื่อค้นพบเรียงกันแต่มีได้ไม่เกิน 2 ชื่อ
เมื่อดาวหางวนรบวงโคจรแล้ววนกลับมาใหม่อีก เขาจะไม่ตั้งชื่อตามผู้ค้นพบใหม่ เช่น ดาวหางฮัลเลย์ ได้วนกลับมาใกล้ดวงอาทิตย์หลายครั้ง โดยวนกลับมากทุกๆ 74 ปี หรือ 79 ปี จะกลับมาให้เราเห็นอีกในปี พ.ศ. 2528 โดยจะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดในปี พ.ศ. 2529
การคำนวณวงทางโคจรของดาวหางจะกระทำต่อเมื่อมีผู้รายงานการค้นพบโดยผู้รายงานจะต้องบันทึกตำแหน่งและลักษณะของดาวหางดวงใหม่ ทั้งโดยการสำรวจด้วยตาเปล่าและโดยการถ่ายภาพ ในขั้นนี้นักคำนวณวงทางโคจรจะเริ่มคำนวณเมื่อรู้ค่าตัวเลขบอกตำแหน่งและเวลาที่มันอยู่ ณ ตำแหน่งนั้นๆ อย่างละเอียด 3 ตำแหน่งขึ้นไปในเวลาห่างกันพอควร เขาจะนำตัวเลขไปคำนวณวงทางโคจรโดยประมาณโดยถือว่าวงทางโคจรเป็นแบบพาราโบลาก่อน วงทางโคจรจะกำหนดได้ในอวกาศรอบดวงอาทิตย์โดยตัวเลข 5 ตัว และใช้เป็นรากฐานของการทำนายตำแหน่งต่างๆต่อไปของดาวหางดวงนี้
ส่วนประกอบและกำเนิดของดาวหาง
ดาวหางแบ่งส่วนประกอบออกเป็น 3 ส่วน คือ
ใจกลาง (Nucleus) คือ ตรงจุดศูนย์กลางของส่วนหัวของดาวหางซึ่งอาจมีขนาดประมาณ 2-3 กม. หรือมากกว่านั้น โดยเหตุที่ใจกลางมีขนาดเล็กมากจึงปรากฏเป็นจุดสว่างคล้ายดาวฤกษ์ แม้จะใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสูงสุด จึงเป็นการยากที่จะพิจารณาลักษณะรูปร่าง หรือรายละเอียดต่างๆว่าเป็นอย่างไร แต่อาจวินิจฉัยจากความสว่างของมันโดยถือว่า ดาวหางสะท้อนแสงอาทิตย์ เมื่อสะท้อนแสงออกมามากจะมีพื้นที่ ๆ สะท้อนแสงมาก ถ้าแสงจางๆแสดงว่าพื้นที่ ๆ สะท้อนแสงน้อย ผลการวินิจฉัยจะเป็นอย่างไรขึ้นอยู่กับการกำหนดหุ่นจำลองของผู้คำนวณว่าเป็นก้อนเดียว หรือเป็นกลุ่มของก้อนวัตถุเล็ก
มวลส่วนใหญ่ของดาวหางรวมอยู่ตรงส่วนนี้ การโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นไปตามกฎความโน้มถ่วงของนิวตัน แต่เนื่องจากดาวหางมีมวลน้อยมาก การคำนวณหามวลโดยอาศัยกฎความโน้มถ่วงจากากรสังเกตผลการรบกวนเมื่อมันโคจรเข้าใกล้ดวงจันทร์ของดาวเคราะห์บางดวงจึงเป็นการยากลำบาก เพราะไม่มีผลกระทบต่อโคจรของดาวบริวารของดาวเคราะห์ที่มันเข้าใกล้
จากการตรวจสอบโดยใช้เครื่องมือสเปคโตรกราฟจากแสงสะท้อนของดาวหางพบว่า ส่วนใจกลางเป็นวัตถุแข็ง แต่ไม่ทราบส่วนประกอบทางเคมีของมันได้โดยตรงจากการตรวจ ต้องอาศัยแก๊สที่หุ้มห่อส่วนหัวและส่วนหางมาช่วยในการพิจารณาด้วย
ส่วนหัว (Coma) เป็นส่วนรอบนอกที่หุ้มห่อใจกลางไว้ เป็นโมเลกุลของแก๊สที่ระเหิดหลุดออกมาจากใจกลาง และเคลื่อนที่ฟุ้งกระจายออกมาโดยรอบ
ได้มีผู้ตั้งสมมติฐานว่า ดาวหางประกอบด้วย วัตถุก้อนเดียว ถ้าตามสมมติฐานนี้ใจกลางดาวหางจะเป็นก้อนน้ำแข็งและแก๊สแข็งพรุนเย็นจัดอัดตัวเป็นก้อนเดียว สารประกอบที่อยู่ภายในก้อน เช่น น้ำ (H 2 O) คาร์บอนไดออกไซด์ (CO2) แอมโมเนีย (NH3) และมีเทน (CH4) รวมทั้งฝุ่น สารประกอบเหล่านี้ระเหิดที่อุณหภูมิต่างกัน ฉะนั้นเมื่อดาวหางโคจรเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ แก๊สต่างชนิดกันก็จะระเหิดออกมาปริมาณมากต่างกัน เมื่อระเหิดออกมาแล้วจะห่อหุ้มใจกลางไว้เป็นส่วนหัว จะมีการแตกตัวออกเป็นโมเลกุลและไออนชนิดต่างๆซึ่งนักดาราศาสตร์ตรวจพบได้โดยอาศัย สเปกโตรกราฟ เช่น CN , C2 ,C3 ,CH , NH , NH2 และ OH กลไกการแตกตัวในส่วนหัว ทำให้ดาวหางแผ่รังสีเรืองแสงออกมา นอกเหนือจากการสะท้อนแสงโดยตรง
แก๊สและไอซึ่งปรากฏเป็นส่วนหัวจะมีขนาดใหญ่โตกว่าใจกลางมากมาย และมีลักษณะเป็นดวงฝ้าอาจมีขนาดใหญ่ถึง 100,000 กม. หรือมากกว่ากัน
ส่วนหาง (Tail) ส่วนหางของดาวหางยาวมากอาจยาวถึง 1 A.U. (150 ล้านกิโลเมตร) จึงทำให้ดาวหางมีขนาดใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ แต่วัตถุที่ประกอบเป็นหางนั้นมีขนาดเล็กมาก และมีจำนวนน้อยมากถ้าเทียบจำนวนอนุภาคที่มีอยู่ในหางของดาวหางกับสูญญษกาศที่ทำให้เกิดได้บนโลกของเรา อนุภาคในหางยังมีจำนวนน้อยกว่าอนุภาคที่มีอยู่ในสุญญากาศที่เราทำขึ้นหางของดาวหางแยกประเภทได้เป็น 2 ชนิด คือ
หางชนิดที่หนึ่ง เป็นหางชนิดที่เหยียดตรงมีโครงสร้างละเอียดเป็นเส้นสาย หรือเป็นกลุ่มก้อนของพลาสมา หางชนิดนี้ประกอบด้วย อิออนทั้งนั้น ส่วนใหญ่เป็นพวก CO+ แต่มี C2+ , CH+ , และ CN+ ปนอยู่ด้วย หางชนิดนี้มีปฏิกิริยาต่อลมสุริยะ (Solar wind) มีผู้พยายามอธิบายว่า เมื่อมีพลาสมาจากดวงอาทิตย์พัดผ่าน จะผลักดันให้กลุ่มพลาสมาจากดาวหางเคลื่อนตัวออกในทิศตรงข้ามกับดวงอาทิตย์ด้วยความเร่ง ในปัจจุบันเชื่อกันว่าทั้งอิเล็กตรอน โปรตอน และ สนามแม่เหล็กในลมสุริยะมีบทบาทสำคัญในการผลักดันกลุ่มสว่างในหางชนิที่หนึ่ง
เนื่องจากหางชนิดนี้มีปฏิกิริยากับลมสุริยะ การติดตามสังเกตลักษณะการวางตัวของหางของดาวหางชนิดนี้ จึงอาจนำมาใช้ประโยชน์ในการศึกษาสภาวะของลมสุริยะ และสนามแม่เหล็กรอบๆดวงอาทิตย์ในแนวที่ดาวหางเคลื่อนที่ผ่าน นอกจากนี้หางของดาวหางยังเป็นเครื่องชี้ให้เห็นสภาวะความเข้มของแนวทางเคลื่อนที่ของอนุภาคไฟฟ้าที่ออกมาจากดวงอาทิตย์เพราะมีผู้สังเกตว่าหางของดาวหางสว่างจ้าขึ้นเมื่อเกิดการลุกจ้าบนดวงอาทิตย์
หางชนิดที่สอง มีลักษณะโค้งไม่มีโครงสร้างละเอียด จากการตรวจแสงที่มาจากหางพบว่า เป็นแสงที่สะท้อนมาจากฝุ่นผง แสดงว่าองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นอนุภาคของแข็งเล็กละเอียด ฝุ่นผงนี้อาจเป็นสิ่งสกปรกที่อยู่ในก้อนน้ำแข็งบริเวณส่วนหัวของดาวหาง
อุกกาบาต (Meteors)
อุกกาบาตเป็นวัตถุที่อยู่นอกโลกและไม่มีแสงสว่างในตัวเอง เมื่อโคจรเข้ามาใกล้โลก ถูกแรงดึงดูดของโลกจึงเคลื่อนที่ผ่านเข้ามาในบรรยากาศของโลก เมื่อเสียดสีกับบรรยากาศของโลกทำให้ก้อนวัตถุร้อนลุกไหม้ จึงมีแสงสว่างออกมา ถ้ามองเห็นแสงสว่างวูบพุ่งลงมาในชั่วเวลาสั้นๆชาวบ้านจะเรียกว่า ดาวตก อุกกาบาตที่ทำให้เกิดดาวตกมักจะมีขนาดเล็ก และเผาไหม้หมดในชั้นบรรยากาศบนๆเมื่อคิดเฉลี่ยแล้ว ในคืนเดือนมืดจะมองเห็นดาวตก 5-10 ครั้ง และมัก ปรากฎหลังเที่ยงคืน ถ้าอุกกาบาตที่ตกลงมาเป็นชิ้นใหญ่ การเผาไหม้จะใช้เวลานาน ทำให้เห็นแสงสว่างจ้าเป็นลำยาว เรียกว่า ผีพุ่งใต้ ถ้ามีขนาดใหญ่ถูกเผาไม่หมดจะตกลงมาสู่พื้นดิน เรียกว่า ลูกอุกกาบาต (Meteorite) ถ้าลูกอุกกาบาตมีขนาดใหญ่มากก็จะทำให้เกิดหลุมขึ้น เรียกว่า หลุมอุกกาบาต ดาวเคราะห์ เช่น ดาวพุธ หรือ ดาวบริวารของดาวเคราะห์ เช่น ดวงจันทร์จะมองเห็นหลุมอุกกาบาตเต็มไปหมด เพราะไม่มีบรรยากาศมาขวางกั้น หลุมอุกกาบาตที่มีให้เห็นบนโลก ได้แก่ หลุดอุกกาบาตที่อริโซนาสหรัฐอเมริกา
ภาพลูกอุกกาบาตนครปฐม
ภาพลูกอุกกาบาตบ้านร่องคู่
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
จากลูกอุกกาบาตที่เก็บได้บนพื้นโลก แบ่งออกตามส่วนประกอบได้ 3 พวก คือ
พวกที่ 1 เป็นพวกประเภทเหล็ก เป็นโลหะผสมโดยมีเหล็กอยู่ประมาณ 85% - 95% ที่เหลือส่วนใหญ่เป็นนิกเกิล
พวกที่ 2 เป็นประเภทหินเหล็ก ประกอบด้วยเหล็กประมาณ 50% ส่วนที่เหลือเป็นแก้ว ซิลิเกต เป็นลูกอุกกาบาตที่หายาก
พวกที่ 3 เป็นประเภทหินแข็ง ประกอบด้วยหินแก้วซิลิเกตเป็นส่วนใหญ่ มีโลหะ เช่น เหล็ก นิกเกิล อยู่ประมาณ 10% - 15%
ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์
มีปรากฏการณ์บนฟ้ามีบางอย่างเกิดขึ้นในบรรยากาศของโลก เช่น อาทิตย์ทรงกลด จันทร์ทรงกลด การเกิดรุ้งแสงเหนือแสงใต้ ดาวตกหรือผีพุ่งใต้ แต่ก็มีปรากฏการณ์อีกหลายอย่างที่เกิดนอกบรรยากาศโลกอันเป็นปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ เช่น การเกิดดวงจันทร์ข้างขึ้นข้างแรม การเกิดจันทรุปราคา สุริยุปราคา ดาวเคียงเดือน ดวงจันทร์บังดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์บังดาวฤกษ์ และการปรากฏของดาวหาง เป็นต้น ปรากฏการณ์เหล่านี้มีต้นกำเนิดอยู่ใกล้โลกจึงเรียกว่า ปรากฏการณ์ใกล้ตัว แต่แหล่งกำเนิดวัตถุท้องฟ้าอีกจำนวนอยู่ห่างไกลโลกและระบบสุริยะ เช่น หลุมดำ ดาราจักร บิกแบง ฯลฯ สิ่งเหล่านี้เรียกว่าปรากฏการณ์ไกลตัว ปรากฏการณ์แต่ละอย่างเกิดจากสาเหตุต่างๆกันแต่ละอย่างน่าสนใจ สวยงาม น่าตื่นเต้น มีประโยชน์และเป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติที่สามารถอธิบายได้ตามหลักวิทยาศาสตร์ดังจะได้กล่าวต่อไป
การเกิดข้างขึ้นข้างแรม
ข้างขึ้น ข้างแรม คือ ปรากฏการณ์ที่ดวงจันทร์เป็นเสี้ยวเล็กๆ สว่างน้อยๆ เห็นอยู่ทางทิศตะวันตกในเวลาหัวค่ำ วันต่อๆมาจะเห็นโตขึ้นสว่างขึ้น และอยู่สูงจากขอบฟ้าทิศตะวันตกมากขึ้นจนเป็นจันทร์เต็มดวงหรือจันทร์เพ็ญสว่างมาก เห็นอยู่ทางทิศตะวันออกในเวลาหัวค่ำ หลังจากนั้นจะสว่างลดลงและส่วนสว่างมีขนาดเล็กลงจนมองไม่เป็นเพราะขึ้นพร้อมกับดวงอาทิตย์แล้วก็กลับมาเป็นเสี้ยวเล็กเหมือนเดิมอีก รวมเวลาเกิดจันทร์เสี้ยวดังกล่าวประมาณ 29.5 วัน การปรากฏของดวงจันทร์เป็นไปเช่นนี้อย่างสม่ำเสมอ
ภาพข้างขึ้นข้างแรมกับการหมุนรอบโลกของดวงจันทร์
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
สาเหตุที่ดวงจันทร์เป็นเสี้ยวหรือเต็มดวงเพราะ
1.ดวงจันทร์เคลื่อนรอบโลกรอบละประมาณ 1 เดือน
2.ดวงจันทร์ไม่มีแสงในตัวเองแต่สะท้อนแสงจากดวงอาทิตย์มาเข้าตาของเรา ถ้าส่วนที่ได้รับแสงจากดวงอาทิตย์หันมาทางโลกทั้งหมด ดวงจันทร์จะปรากฏเป็นรูปวงกลมถ้าส่วนที่ได้รับแสงหันมาทางโลกเพียงครึ่งเดียวดวงจันทร์จะปรากฏเป็นรูปครึ่งวงกลม ถ้าส่วนที่ได้รับแสงหันมาทางโลกน้อยกว่านี้ ดวงจันทร์จะปรากฏเป็นเสี้ยว เราเรียกปรากฏการณ์นี้ว่า ดวงจันทร์ข้างขึ้นข้างแรม ดวงจันทร์ข้างขึ้นนับจากข้างขึ้น 1 ค่ำ ถึงขึ้น 15 ค่ำ ขึ้น 1 ค่ำ เป็นดวงจันทร์เสี้ยวเล็กมากเห็นอยู่ใกล้ขอบฟ้าทางทิศตะตกในเวลาพลบค่ำ ขึ้น 7-8 ค่ำ เป็นดวงจันทร์รูปครึ่งวงกลมเห็นอยู่สูงเกือบเหนือศีรษะในเวลาพลค่ำ ขึ้น 15 ค่ำ เป็นดวงจันทร์เต็มดวงหรือจันทร์เพ็ญเห็นอยู่ทางทิศตะวันออกในขณะที่ดวงอาทิตย์กำลังลับขอบฟ้าทางทิศตะวันตก หลังจากนี้เป็นดวงจันทร์ข้างแรม ความสว่างลดลง แรม 7-8 ค่ำ ดวงจันทร์เป็นรูปครึ่งวงกลมขึ้นประมาณเที่ยงคืน จะอยู่เกือบเหนือศีรษะในเวลารุ่งเช้า แรม 12-13 ค่ำ ดวงจันทร์ปรากฏเป็นเสี้ยวเห็นอยู่ทางทิศตะวันออกในเวลารุ่งเช้า มนุษย์นำการปรากฏเป็นรูปต่างๆกันของดวงจันทร์มาทำปฏิทินจันทรคติคือสังเกตดวงจันทร์เป็นหลัก คนไทยเรียกว่า ปฏิทินข้างขึ้น ข้างแรม เราใช้ปฏิทินข้างขึ้นข้างแรมในการกำหนดวันสำคัญทางพุทธศาสนา เช่น วันขึ้น 7 หรือ 8 ค่ำ วันขึ้น 15 ค่ำ วันแรม 7 หรือ 8 ค่ำ แรม 14 ค่ำ หรือ 15 ค่ำ เป็นวันพระวันขึ้น 15 ค่ำ เดือน 3 (หรือเดือน 4) เป็นวันมาฆบูชา วันขึ้น 15 ค่ำ เดือน 6 (หรือเดือน 7 ) เป็นวันวิสาขบูชา เป็นต้น
นอกจากวันข้างขึ้นข้างแรมจะใช้กำหนดวันสำคัญทางศาสนาแล้วยังใช้ดวงจันทร์บอกทิศและเวลาได้ด้วย เช่น ถ้าดวงจันทร์ปรากฏเป็นเสี้ยวเหมือนเขาควาย เห็นในเวลาหัวค่ำ ดวงจันทร์จะอยู่ทางทิศตะวันตกและเป็นดวงจันทร์ข้างขึ้นด้านนูนของดวงจันทร์จะหันไปยังจุดที่ดวงอาทิตย์ตกดินเสมอ ในกรณีที่ต้องการจุดลับขอบฟ้าของดวงอาทิตย์โดยละเอียด อาจทำได้โดยแบ่งครึ่งด้านเว้าและด้านนูนของดวงจันทร์ลากเส้นตรงต่อระหว่าง 2 จุดนี้แล้วต่อเลยออกไปถึงขอบฟ้าจะได้จุดซึ่งดวงอาทิตย์ตกในวันนั้น ลักษณะปรากฏของดวงจันทร์ข้างขึ้นน้อยๆ (1-5 ค่ำ) หรือข้างแรมมากๆ (แรม 12-15 ค่ำ) ในประเทศไทยจะเห็นเหมือนเขาควายที่ปลายเขาชูขึ้นทั้งสองข้างเมื่อเทียบกับขอบฟ้า แต่ถ้าไปดูดวงจันทร์ดังกล่าวในประเทศที่อยู่ห่างเส้นศูนย์สูตรมากๆเช่น แคนาดา หรือ แอฟริกาใต้ จะเห็นดวงจันทร์มีลักษณะเหมือนเขาควายตะแคงปลายเขาข้างหนึ่งชี้ลงหาขอบฟ้า ส่วนอีกปลายหนึ่งชี้ขึ้น
อนึ่งเครื่องหมายของศาสนาอิสลามที่มีดวงจันทร์เสี้ยวและดาวนั้นเมื่อมองจากโลกจะมองโลกจะมองไม่เห็นดาวในตำแหน่งข้างดวงจันทร์ได้ เพราะดาวจะถูกดวงจันทร์บังจนมองไม่เห็นเนื่องจากดวงจันทร์อยู่ใกล้โลกมากกว่าในขณะที่ดาวอยู่ไกลจากโลกและดวงจันทร์มาก
เราสามารถบอกเวลาโดยประมาณได้จากดวงจันทร์ดังต่อไปนี้เช่น ดวงจันทร์ข้างขึ้น 7-8 ค่ำ ทางทิศตะวันตกจึงเป็นเวลาประมาณเที่ยงคืน ดวงจันทร์ข้างขึ้น 7-8 ค่ำ เป็นรูปครึ่งวงกลมหันด้านนูนไปทางทิศตะวันตก แต่ถ้าเป็นดวงจันทร์แรม 7-8 ค่ำ จะเป็นรูปครึ่งวงกลมอีกซีกหนึ่งซึ่งหันด้านนูนไปทางทิศตะวันออกในวันแรม 7-8 ค่ำ ดวงจันทร์จะขึ้นประมาณเที่ยงคืน เมื่อรุ่งเช้าจะเห็นดวงจันทร์อยู่สูงสุดบนฟ้า ความจริงในขณะที่เห็นดวงจันทร์ขึ้นและตกเพราะโลกหมุนรอบตัวเองนั้นดวงจันทร์ก็กำลังเคลื่อนรอบโลกด้วยตลอดเวลา คนบนโลกจะเห็นดวงจันทร์เคลื่อนรอบโลกจากทิศตะวันตกไปทิศตะวันออกอย่างช้าๆใน 1 ชั่วโมง ดวงจันทร์จะเคลื่อนไปทางทิศตะวันออกประมาณครึ่งองศาหรือประมาณเท่ากับขนาดของดวงจันทร์โดยใช้เวลาเท่ากับเวลาที่โลกหมุน 2 นาที ดังนั้นหากจะคิดเวลาจากการดูดวงจันทร์ให้ละเอียดขึ้น ควรคำนึงถึงการเคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันออกตามปกติของดวงจันทร์ด้วย เช่น สมมติว่าเห็นดวงจันทร์อยู่สูงสุดบนฟ้าเมื่อเวลา18 นาฬิกา แต่ดวงจันทร์เคลื่อนไปทางทิศตะวันออกเป็นเวลา 6 ชั่วโมง จึงต้องเอา 12 นาที ไปบวกกับเวลาตก หากดวงจันทร์อยู่นิ่ง ดวงจันทร์จะตกลับขอบฟ้าเวลา 24 นาฬิกา 12 นาที การเคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันออกจะทำให้เห็นดวงจันทร์ขึ้นช้าหรือตกช้ากว่าวันก่อน ๆ ประมาณวันละ 50 นาที
การเกิดอุปราคา
อุปราคา มี 2 ประเภท คือจันทรุปราคา (ดวงจันทร์มืดมัวลง) และสุริยุปราคา (ดวงอาทิตย์มืดมัวลง) เป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติใกล้ตัวเพราะเกี่ยวข้องกับโลก ดวงจันทร์และดวงอาทิตย์
สุริยุปราคาเต็มดวง นับว่าเป็นปรากฏการณ์ที่น่าตื่นเต้นและน่ากลัวสำหรับมนุษย์ในยุคโบราณซึ่งไม่เข้าใจสาเหตุของการเกิดที่แท้จริง มีเรื่องบันทึกไว้ว่าในปีก่อนคริสต์ศักราช 585 ปี สุริยุปราคาเต็มดวงที่เกิดขึ้นในวันที่ 28 พฤษภาคม ปีนั้นสามารถยุติสงครามที่ยึดเยื้อมานานถึง 5 ปี ระหว่างชาวเมเตสและชาวลิเดียนในตุรกี เพราะทั้งสองฝ่ายต่างเกรงกลัวคิดว่าเป็นการลงโทษจากพระเจ้าเบื้องบน และที่ประเทศจีนเมื่อประมาณ 4,000 ปีมาแล้ว โหรประจำราชสำนัก ของจีน 2 คน คือ ชี (His) กับ (Ho) ถูกประหารเพราะไม่คำนวณไว้ล่วงหน้าว่าจะเกิดสุริยุปราคาเต็มดวง
สุริยุปราคา (Eclipse of the sun)
ภาพแสดงตำแหน่งของโลก ดวงจันทร์ และดวงอาทิตย์ ขณะเกิดสุริยุปราคา
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ภาพลักษณะของสุริยุปราคา
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
สุริยุปราคาเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดเวลากลางวัน เนื่องจากดวงจันทร์โคจรมาอยู่ ณ ตำแหน่งระหว่างดวงอาทิตย์กับโลก ขนาดปรากฏของดวงจันทร์และของดวงอาทิตย์บนฟ้ามีขนาดประมาณครึ่งองศาเท่ากัน ดวงจันทร์จึงสามารถบังดวงอาทิตย์ได้ เงาของดวงจันทร์จึงทอดมาที่โลก คนบนโลกที่อยู่บริเวณที่เงาทอดไปถึงจะเห็นดวงอาทิตย์แหว่งหรือมืดมิดไปถ้าเห็นดวงอาทิตย์แหว่งเป็นเสี้ยวเรียกว่า สุริยุปราคาบางส่วน (Partial solar eclipse) ถ้าเห็นดวงอาทิตย์เป็นวงแหวนมีดวงจันทร์กลมอยู่กลาง เรียกว่า สุริยุปราคาวงแหวน (annular solar eclipse) ถ้าดวงอาทิตย์ปรากฏมืดมิดมีแสงจางๆอยู่โดยรอบ เรียกว่า สุริยุปราคาเต็มดวง (total solar eclipse) ซึ่งเห็นได้เฉพาะผู้ที่อยู่ภายใต้เงามืดของดวงจันทร์ คนที่อยู่ภายใต้เงามัวของดวงจันทร์จะเห็นเป็นสุริยุปราคาบางส่วน ในกรณีที่ดวงจันทร์อยู่ห่างโลกจนเงามืดทอดไม่ถึง มีแต่เงามัวส่วนที่อยู่ถัดจากปลายเงามืดออกไปเท่านั้นที่ตกถึงผิวโลก คนบนโลกบริเวณนี้จะเห็นเป็นสุริยุปราคาวงแหวน
เนื่องจากดวงจันทร์และโลกเป็นวัตถุทึบแสง และมีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์ เงาของดวงจันทร์ หรือเงาของโลกจึงมี 2 ลักษณะ คือ เงามืด (Umbra) และ เงามัว (Penumbra) เงามืดเป็นอาณาเขตที่แสงอาทิตย์ส่องไม่ถึงเลย ในขณะที่บริเวณเงามัวแสงอาทิตย์ส่งไปถึงได้บ้าง ดังนั้นบริเวณเงามัวจึงสว่างกว่าบริเวณเงามืด และคนที่อยู่ภายใต้เงามัวจะเห็นดวงอาทิตย์ไม่มืดมิดส่วนคนที่อยู่ใต้เงามืดจะเห็นดวงอาทิตย์ปรากฏมืดมิดทั้งดวง
ขณะที่ดวงจันทร์บังดวงอาทิตย์จนมือมิดนั้น ดวงจันทร์ได้บังเพียงพื้นผิวของดวงอาทิตย์เท่านั้น แต่ไม่อาจบังบรรยากาศของดวงอาทิตย์ได้เพราะบรรยากาศของดวงอาทิตย์แผ่กระจายออกไปไกลหลายช่วงของขนาดดวงอาทิตย์ ซึ่งในเวลาปกติจะมองไม่เห็นเนื่องจากมีความสว่างน้อย ดังนั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์จึงปรากฏให้เห็นเป็นแสงเรืองรอบๆวงกลมดำของดวงจันทร์ เรียกว่า แสงคอโรนา เป็นภาพที่สวยงามมากและหาดูได้ยาก จะเห็นได้เฉพาะเมื่อเกิดสุริยุปราคาเต็มดวงเท่านั้นปรากฏการณ์สุริยุปราคาเต็มดวงเกิดนานอย่างมากไม่เกิน 7 นาที 31 วินาที
เราสามารถดูสุริยุปราคาเต็มดวงได้ด้วยตาเปล่า แต่ถ้าเป็นสุริยุปราคาบางส่วนหรือสุริยุปราคาวงแหวนห้ามมองด้วยตาเปล่าเด็ดขาดเพราะอาจทำให้ตาเสียได้ ต้องดูผ่านแผ่นกรองแสง เช่น แผ่นไมลาร์(แผ่นกรองแสง ที่สร้างขึ้นมาโดยเฉพาะ) กระจกรมควันเทียน ฟิล์มถ่ายรูปขาวดำที่ล้างแล้วซ้อนกันหลายๆ แผ่น เป็นต้น นอกจากนั้นยังอาจถ่ายภาพดวงจันทร์และแสงคอโรนาของดวงอาทิตย์ รวมทั้งบริเวณโดยรอบดวงอาทิตย์เพื่อค้นหาดาวเคราะห์ หรือดาวหางที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ได้ด้วย
สุริยุปราคาเต็มดวงในประเทศไทยเกิดขึ้นไม่บ่อยนัก ในระยะเวลา127 ปี นับตั้งแต่ พ.ศ.2411 เป็นต้นมามีสุริยุปราคาเต็มดวงเกิดขึ้นเพียง 5 ครั้งเท่านั้น ทั้งๆ ที่มีสุริยุปราคาเกิดขึ้นทุกปี แสดงว่าไม่ค่อยเกิดซ้ำที่เดิม จึงนับว่าสุริยุปราคาเต็มดวงมีความสำคัญ น่าสนใจและน่าตื่นเต้นสุริยุปราคาเต็มดวงทั้ง 5 ครั้ง ดังกล่าวคือ
1. สุริยุปราคาเต็มดวงหว้ากอเกิดเมื่อวันที่ 18 สิงหาคม พ.ศ. 2411 จุดกลางของเงามืดผ่านบ้านหว้ากอ อำเภอเมือง จังหวัดประจวบคีรีขันธ์เห็นนานประมาณ 6 นาที พระบาทสมเด็จพระจอมเกล้าเจ้าอยู่หัวทรงคำนวณสุริยุปราคาครั้งนี้และได้เสด็จพระราชดำเนินไปทอดพระเนตรที่หว้ากอด้วยพระองค์เอง จนต้องสิ้นพระชนม์เมื่อวันที่ 1 ตุลาคม พ.ศ. 2411 เพราะทรงติดไข้ป่า
2. สุริยุปราคาเต็มดวงเมื่อวันที่ 6 เมษายน พ.ศ. 2418 เกิดในรัชสมัยพระบาทสมเด็จพระจุลจอมเกล้าเจ้าอยู่หัว เห็นมืดมิดนาน 4 นาที 42 วินาที ตัวอย่างตำบลที่เห็นคือ แหลมเจ้าลาย จังหวัดเพชรบุรี
3. สุริยุปราคาเต็มดวงโคกโพธิ์ เกิดในรัชสมัยพระบาทสมเด็จพระปกเกล้าเจ้าอยู่หัว และสมเด็จพระนางเจ้ารำไพพรรณี พระบรมราชินีได้เสด็จไปทอดพระเนตรด้วย สุริยุปราคาเต็มดวงโคกโพธิ์เป็นสุริยุปราคาชุดเดียวกันกับสุริยุปราคาเต็มดวงในสมัยรัชการที่ 5
4. สุริยุปราคาเต็มดวงบางปะอิน เกิดในสมัยพระบาทสมเด็จพระเจ้าอยู่หัวภูมิพลอดุลยเดช เมื่อวันที่ 20 มิถุนายน พ.ศ. 2498 เห็นมืดมิดนาน 6 นาที เขตที่เห็นเต็มดวงมีหลายจังหวัด รวมทั้งกรุงเทพมหานครด้วย
5. สุริยุปราคาเต็มดวงเมื่อวันที่ 24 ตุลาคม พ.ศ. 2538 เกิดในรัชสมัยพระบาทสมเด็จพระเจ้าอยู่หัวภูมิพลอดุลยเดช เขตที่เห็นเต็มดวงอยู่ในท้องที่ของจังหวัดต่างๆ ตั้งแต่ตากลงไปถึงบุรีรัมย์ รวม 11 จังหวัด โดยเห็นเต็มดวงนานต่างๆ กันเกือบ 2 นาที นอกจากเขตนี้จะเห็นเป็นสุริยุปราคาบางส่วนทั่วประเทศ
สุริยุปราคาเต็มดวงในประเทศไทยครั้งต่อไปจะเกิดในวันที่ 11 เมษายน พ.ศ. 2613
จันทรุปราคา (Lunar Eclipse)
เกิดเวลากลางคืนในวันขึ้น 15 ค่ำ หรือแรม 1 ค่ำ เกิดเพราะดวงจันทร์เคลื่อนที่เข้าไปอยู่ในเงาของโลก ขณะที่ดวงจันทร์อยู่ในเงามัวของโลกจะเกิดจันทรุปราคาแบบเงามัว ดวงจันทร์มืดมัวลงเพียงเล็กน้อยคล้ายเมฆบางๆ บังดวงจันทร์ เมื่อดวงจันทร์เริ่มสัมผัสเงามืดของโลก จึงเริ่มเกิดจันทรุปราคาเต็มดวงเมื่อดวงจันทร์เข้าอยู่ในเงามืดของโลกทั้งหมด
ภาพการเกิดจันทรุปราคา
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
ภาพการเกิดจันทรุปราคา
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ลำดับการเกิดจันทรุปราคาเต็มดวงแต่ละครั้งจะเป็นดังนี้
1. เริ่มเกิดจันทรุปราคาแบบเงามัว
2. เริ่มเกิดจันทรุปราคาบางส่วน
3. เริ่มเกิดจันทรุปราคาเต็มดวง
4. สิ้นสุดจันทรุปราคาเต็มดวง
5. สิ้นสุดจันทรุปราคาบางส่วน
6. สิ้นสุดจันทรุปราคาแบบเงามัว
โดยเฉลี่ยเงามืดของโลกจะยาว 1,367,650 กิโลเมตร และบริเวณที่ดวงจันทร์ผ่านจะมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 9,170 กิโลเมตร จันทรุปราคาเต็มดวงจึงอาจเกิดนานถึง 1 ชั่วโมง 44 นาที สีของดวงจันทร์ขณะเกิดจันทรุปราคาเต็มดวงบางครั้งปรากฏแดงเหมือนสีอิฐหรือสีทองแดง บางครั้งมืด บางครั้งสว่าง ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับสภาวะของบรรยากาศโลกขณะนั้น
2. ขณะพบดาวหางได้แตกออกเป็นหลายชิ้นเรียงกันเป็นเส้นตรงปรากฎในภาพถ่ายคล้ายสร้อยไข่มุกขณะนั้นดาวหางกำลังเคลื่อนที่ห่างออกจากดาวพฤหัสบดี และลดความเร็วลงเพราะจะไปถึงจุดไกลสุดจากดาวพฤหัสบดี 50 ล้านกิโลเมตรในวันที่ 16 กรกฎาคม พ.ศ. 2536 เมื่อคำนวณทางโคจรของดาวหางชูเมกเกอร์-เลวี 9 ย้อนหลังพบว่าดาวหางได้เข้าใกล้ดาวพฤหัสบดีที่สุดโดยอยู่ห่างเพียง 43,000 กิโลเมตรในวันที่ 8 กรกฎาคม พ.ศ. 2535 การเข้าใกล้มากเช่นนั้นทำให้ดาวพฤหัสบดีส่งแรงไปยึดดาวหางจนแยกออกจากกันเป็นชิ้นใหญ่รวม 21 ชิ้น
เนบิวลา
เนบิวลาเป็นแก๊สและฝุ่นที่อยู่ในช่องว่างระหว่างดาวฤกษ์ปรากฏ ฝ้าๆ มัวๆ ซึ่งตรงกับความหมายในภาษาลาตินว่า เนบิวลา (Nebula พหูพจน์ว่า Nebulae) วัตถุที่อยู่ระหว่างดาวฤกษ์ในบริเวณเดียวกันจะรวมตัวกันยึดเหยี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงแล้วกลายเป็นดาวฤกษ์ เนบิวลาหลายแห่งจึงเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์แต่เนบิวลาจำนวนหนึ่งที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์เนบิวลาที่เป็นซากของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ แก๊สและฝุ่นจะกระจายออกจากกันอาจแผ่กระจากไปรวมกับแก๊สและฝุ่นแห่งอื่นในอวกาศ กลายเป็นต้นกำเนิดดาวฤกษ์รุ่นใหม่ เนบิวลาและดาวฤกษ์จึงมีความเกี่ยวข้องกัน ประดุจดังไก่สัมพันธ์กับไข่ซึ่งผู้อ่านอาจถามว่าสิ่งใดเกิดก่อนกัน
เนบิวลามี 2 ลักษณะ คือ เนบิวลาสว่าง และ เนบิวลามืด ลักษณะแรกมี 2 ประเภท คือ เนบิวลาสว่าง ประเภทสะท้อนแสงและเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสง วัตถุที่สะท้อนแสงในเนบิวลาส่วนมากจะเป็นฝุ่นเรียกว่า ฝุ่นอวกาศ (Cosmic Dust) ส่วนแก๊สบางอย่างก็เรืองแสงได้ เนบิวลามืดเป็นแก๊สและฝุ่นที่บังและดูดกลืนแสงดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง ต่อไปนี้เป็นตัวอย่างของเนบิวลาลักษณะต่างๆ เนบิวลาสว่างใหญ่เป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสงเกิดจากการเรืองแสงของอะตอมไฮโดเจน ออกซิเจน ไนโตรเจน และฮีเลียม เนบิวลาสว่างใหญ่อยู่ในกลุ่มดาวนายพราน บริเวณดาบของนายพรานมีชื่อตามสารบบของเมสสิแอร์ว่าเอ็ม 42 ซึ่งตรงกับเอ็นจีซี 1976 ในสารบบดาวของเดรเยอร์
เนบิวลาสว่างในกระจุกดาวลูกไก่ เป็นเนบิวลาสว่างประเภทสะท้อนแสงปรากฎอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ดวงหนึ่งของกระจุกดาวลูกไก่ ชื่อ มีโรเป แสงสีน้ำเงินถูกกระเจิงให้กระจัดกระจายมากกว่าแสงสีอื่นดังนั้นเนบิวลาสว่างประเภทสะท้อนแสงที่ชัดเจนจึงมีสีน้ำเงิน นอกจากจะเห็นในกระจุกดาวลูกไก่แล้วยังปรากฎอยู่ซ้ายมือของเนบิวลา 3 แฉก ในกลุ่มดาวคนยิงธนูด้วย
ภาพเนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เนบิวลา 3 แฉก เป็นเนบิวลาสว่างประเภทสะท้อนแสงและเรืองแสงส่วนที่เรืองแสง คือ ส่วนที่มีสีแดง ส่วนสีน้ำเงินเป็นส่วนที่สะท้อนแสง เนบิวลา 3 แฉก หรือเอ็ม 20 อยู่ในกลุ่มดาวคนยิงธนูมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 40 ปีแสง มีแก๊สและฝุ่นมากพอที่จะเกิดเป็นดาวฤกษ์ได้หลายพันดวง ดาวฤกษ์ทำให้แก๊สไฮโดรเจนในเนบิวลาเรืองแสงเป็นสีแดง
ภาพเนบิวลาที่มีแสงสว่างสุกใสในกลุ่มดาวโอเรียน
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
เนบิวลารูปดอกกุหลาย เป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสง มีสีแดงเป็นส่วนใหญ่ อยู่ในกลุ่มดาวยูนิคอร์น มีชื่อในระบบของเดรเยอร์ คือ เอ็นจีซี 2237 นับเป็นความสวยงามในธรรมชาติของวัตถุที่อยู่ไกลที่ดูคล้ายสิ่งที่มนุษย์รักและคุ้นเคยบนโลกเป็นที่ชื่นชอบของสตรีโดยทั่วไป
ภาพเนบิวลารูปดอกกุหลาบ
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เนบิวลาวงแหวน เป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสง มีดาวฤกษ์อุณหภูมิสูงอยู่ภายในที่ส่งพลังงานมากระตุ้นแก๊สซึ่งอยู่รอบนอก
ภาพ เนบิวลารูปวงแหวน
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เมสสิแอร์ได้บันทึกเนบิวลาวงแหวนไว้เป็น M57 อยู่ในกลุ่มดาวพิณ ดาวฤกษ์ภายในเป็นดาวแคระสีน้ำเงิน อุณหภูมิสูงถึง 50,000 องศา สีน้ำเงิน-เขียวของเนบิวลาวงแหวนเกิดจากการเรืองแสงของอะตอมออกซิเจน นักดาราศาสตร์ค้นพบว่าเนบิวลาวงแหวนมีองค์ประกอบเป็นคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนแสดงว่าเกิดจากดาวฤกษ์ซึ่งอยู่ใน ขั้นตอนของการผลิตพลังงานโดยการหลอมรวมกันของอะตอมฮีเลียมภายใต้กระบวนการที่เรียกว่าปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ผลพลอยได้จากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ของฮีเลียม คือ คาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจน ซึ่งถูกพาขึ้นสู่ฝั่งคล้ายน้ำร้อนในกาน้ำ ที่ลอยจากก้นกา ดาวฤกษ์ที่จะถึงขั้นใช้ฮีเลียมเป็นเชื้อเพลิงต้องมีสารอย่างน้อยๆ เท่ากับดวงอาทิตย์ แต่ถ้าดาวฤกษ์มีเนื้อสารมากๆ เช่น มากกว่าดวงอาทิตย์ 8 เท่า อุณหภูมิภายในจะสูงมากพอที่จะหลอมรวมอะตอมของคาร์บอน และธาตุที่หนักกว่าจะเกิดอะตอมของเหล็ก แรงดันจะสูงมากจะเอาชนะแรงโน้มถ่วงของดาวได้ ผลก็คือเกิดการระเบิดที่เรียกว่าซูเปอร์โนวา เนบิวลาวงแหวนไม่ได้เกิดจากซูเปอร์โนวา แต่เกิดจากดาวฤกษ์ขนาดเล็ก
เนบิวลารูปปู เป็นซากที่เหลืออยู่จากการระเบิดของดาวฤกษ์หรือซูเปอร์โนวาเมื่อ พ.ศ. 1597 อยู่ในกลุ่มดาววัว ใกล้ดาวฤกษ์ตรงปลายเขาวัวด้านซ้าย ค้นพบเมื่อ พ.ศ. 2274 โดยนายแพทย์นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษชื่อ จอห์น เบวิส และอีก 27 ปีต่อมา เมสสิแอร์ก้ค้นพบโดยไม่ทราบมาก่อนว่ามีผู้พบมาก่อนและใส่เลขประจำเนบิวลารูปปูว่า M1 รูปร่างของริ้วรอยมีสีสันลักษณะคล้ายปูจึงเรียกว่า เนบิวบารูปปู นักดาราศาสตร์จีนได้บันทึกไว้ว่าเกิดดาวใหม่หรือซูเปอร์โนวา ซึ่งก็คือเนบิวลารูปปู เมื่อวันที่ 4 กรกฎาคม พ.ศ. 1597 เนบิวลารูปปูอยู่ห่างจากโลกประมาณ 900 ปีแสง ดังนั้นปรากฏการณ์ดาวระเบิดจึงเกิดขึ้นเมื่อพ.ศ. 697 หรือ 900 ปี ก่อนการเห็น
เนบิวลารูปปูเป็นซากของซูเปอร์โนวาประเภท 2 ใจกลางเป็นดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวเอบเร็วมากโดยหมุนรอบตัวเองรอบละ 1/30 วินาที เดิมเรียกว่า พัลซาร์ เพราะให้พลังงานความเข้มสูงออกมาเป็นจังหวะคล้ายการเต้นของหัวใจซึ่งเรียกว่า พัลซ์
เนบิวลารูปวงกลม เป็นซากของซูเปอร์โนวา 1987A ซึ่งเกิดจึ้นในดาราจักรแมกเจลแลนใหญ่ สังเกตพบได้เมื่อวันที่ 23 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2530 ซูเปอร์โนวา 1987A อยู่ห่างจากโลกประมาณ 170,000 ปีแสงในปี พ.ศ. 2532 การประชุมนักดาราศาสตร์จากทั่งโลกที่ศึกษาเรื่องซูเปอร์โนวา 1987A ได้ประกาศการค้นพบพัลซาร์ที่เกิดจากซูเปอร์โนวา 1987A ว่า เป็นพัลซาร์ที่มีคาบสั้นเพียง 1 /2,000 วินาที นับว่าเป็นการยืนยันว่าเกิดดาวนิวตรอนขึ้นแล้วจากซูเปอร์โนวา 1987A ในขณะเดียวกันนักดาราศาสตร์ก็สามารถถ่ายภาพแก๊สและฝุ่นที่กระจายออกสู่อวกาศปรากฏเป็นรูปวงกลม กลายเป็นเนบิวลาสว่างประเภทเรืองแสงใหม่ที่สุด
เนบิวลามือรูปหัวม้า อยู่ในกลุ่มดาวนายพรานใกล้กับดาวไถดวงล่าง มองไม่เห็นด้วยตาเปล่าเป็นแก๊สและฝุ่นที่บังและดูดกลืนแสงดาวฤกษ์ซึ่งอยู่เบื้องหลังสัญลักษณ์ของเนบิวลามือรูปหัวม้าคือ IC434 อยู่ห่างจากโลกประมาณ 1,100ปีแสง
ภาพ เนบิวลามืดรูปหัวม้า
ที่มา : นิพนธ์ ทรายเพชร (2538)
เนบิวลามือรูปถุงถ่านหิน อยู่ในกลุ่มดาวกางเขนใต้ด้านซ้ายมือของดาวแอวฟา-กางเขนใต้ เป็นแก๊สและฝุ่นที่ไม่มีดาวฤกษ์อุณหภูมิสูงอยู่ใกล้ๆ
กระจุกดาว(Cruster)
กระจุกดาวฤกษ์ เป็นดาวฤกษ์ ที่อยู่ใกล้ๆ กันเพราะเกิดมาพร้อมๆ กัน แต่ละแห่งประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนร้อยดวงขึ้นไป บางแห่งมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เช่น กระจุกดาวไฮแอดส์และกระจุกดาวลูกไก่ในกลุ่มดาววัว บางแห่งต้องใช้กล้องสองตาหรือกล้องโทรทรรศน์ส่องจึงจะเห็น เช่นกระจุกดาวคู่ในกลุ่มดาวเปอร์เซอุส กระจุกดาวฤกษ์มี 2 ประเภท ได้แก่ กระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาวการแล็กติกและกระจุกดาวทรงกลมตังอย่างที่กล่าวมาแล้วข้างต้นเป็นกระจุกดาวเปิด อยู่ในบริเวณทางช้างเผือก จึงเรียกอีกอย่างว่า กระจุกกาแล็กติก ส่วนกระจุกดาวทรงกลมเป็นกระจุกดาวที่อยู่ห่างจากทางช้างเผือก ต้องใช้กล้องสองตาส่องจึงจะเห็น
กระจุกดาวลูกไก่ (Plieiades)
ฝรั่งเรียกว่าดาวสาวเจ็ดที่น้อง (The seven sistres) อยู่ในกลุ่มดาววัว และมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ประมาณ 6 ดวง ในสภาพที่ท้องฟ้าปลอดโปร่ง อาจเห็นถึง 8-10 ดวง ถ้าดูผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสูงจะเห็นเป็นร้อยดวง แต่จำนวนดาวทั้งหมอที่ประกอบกัน เป็นกระจุกดาวลูกไก่ อาจมีเป็นพันดวงอยู่ห่างจากโลกประมาณ 400ปีแสง
กระจุกดาวไฮแอดส์ (Hyades) อยู่ในกลุ่มดาววัวรวมกับดาวโรหิณีไทยเราเรียก ดาวธง สากลูเป็นรูปหน้าวัว เป็นกระจุกดาวเปิดที่อยู่ในบริเวณกว้างประมาณ 8 ปีแสง อยู่ห่างจากโลก 135 ปีแสง สมาชิกทุกดวงกำลังเคลื่อนที่ขนานกันไปทางดาวบีเทลจุส กระจุกดาวไฮแอดส์จึงได้ชื่อว่ากระจุกดาวเคลื่อนที่ในกลุ่มดาววัว ใช้เวลา 50 ล้านปี สมาชิกจะเคลื่อนที่ไปไกลจนต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องจึงจะมองเห็นและจะปรากฏอยู่ในวงแคบเพียง 20 ลิปดา
กระจุกดาวคู่เอชและไคเปอร์เซไอ เป็นกระจุกดาวคู่ที่สวยงามพอมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ถ้าดูด้วยกล้องสองตาจะสวยงามาก แต่ละกระจุกมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 30 ลิปดา หรือ 70 ปีแสง เป็นกระจุกดาวที่มีอายุน้อย ไคเปอร์เซไออยู่ห่างจากโลก 8,150 ปีแสง และมีอายุ 11.5 ล้านปี ส่วนเอชเปอร์เซไออยู่ห่างจากโลก 7,000 ปีแสง และมีอายุ 6.4 ล้านปี
เอ็ม 13 หรือเอ็นจีซี 6205 เป็นกระจุกดาวทรงกลมอยู่ในกลุ่มดางเฮอร์คิวลิส เป็นกระจุกดาวเด่นทางซีกฟ้าด้านเหนือ มีอันดับความสว่าง 5.7 มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 23 ลิปดา หรือระยะจริง 160 ปีแสง อยู่ห่างจากโลกประมาณ 21,000 ปีแสง ประกอบด้วยดาวฤกษ์ประมาณ 1 ล้านดวง และมีอายุประมาณ 10,000 ล้านปี
โอเมกาเซนทารุสหรือเอ็นจีซี 5139 เป็นกระจุกดาวทรงกลมใหญ่และสว่างที่สุดบนฟ้า เห็นได้ด้วยตาเปล่า มีอันดับความสว่าง 4 ด้วยเหตุนี้เองในคริสต์ศตวรรษที่ 17 เบเยอร์จึงให้เป็นดาวฤกษ์ด้วยสัญลักษณ์ W (โอเมกา) เป็นกระจุกดาวที่อยู่ค่อนข้างใกล้(อยู่ห่างจากโลก 17,000 ปีแสง) ขนาดที่แท้จริงของส่วนที่มีความหนาแน่นสูง บริเวณใจกลางประมาณ 100 ปีแสง ทีศูนย์กลางมีดาวฤกษ์หนาแน่นมากกว่า 25,000 เท่าของดาวฤกษ์บริเวณดวงอาทิตย์ โดยมีระยะเฉลี่ยระหว่างดาวฤกษ์ประมาณ .1 ปีแสง
พัลซาร์ หรือดาวนิวตรอน
พัลซาร์มาจากคำว่า พัลส์ (Pulse) แปลว่าการเต้นของหัวใจสิ่งที่นักดาราศาสตร์ค้นพบครั้งแรกเมื่อเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2510 ในกลุ่มดาววัวคือให้พลังงานในช่วงคลื่นวิทยุเป็นจังหวะทุกๆ 1/30 วินาที คล้ายการเต้นของหัวใจจึงเรียกว่า พัลซาร์ ปัจจุบันนักดาราศาสตร์ได้ค้นพบพัลซาร์มากมายหลายแห่งในดาราจักรของเรา การศึกษาวิจัยทำให้นักดาราศาสตร์ยืนยันได้ว่าพัลซาร์ก็คือดาวนิวตรอน ซึ่งเป็นดาวขนาดเล็กที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ในลักษณะที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา ในขณะที่ส่วนนอกของซูเปอร์โนวา ในขณะที่ส่วนนอกของซูเปอร์โนวาแผ่กระจายออกกลายเป็นเนบิวลา ส่วนใจกลางจะยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอนซึ่งมีความหนาแน่นสูงมาก ดาวนิวตรอนที่มีเนื้อสารเท่าดวงอาทิตย์จะมีขนาดเล็กจนไม่อาจบังกรุงเทพฯได้หมด
แม้ว่านักดาราศาสตร์จะค้นพบพัลซาร์ครั้งแรกในช่วงคลื่นวิทยุซึ่งเปลี่ยนแปลงความเข้มข้นเป็นจังหวะทุก ๆ 1/30 วินาที จังหวะเดียวกันนี้พบได้ในช่วงคลื่อนอื่น พัลซาร์ในเนบิวลารูปปูเป็นดาวนิวตรอน ดวงแรกที่ถ่ายภาพในช่วงคลื่นแสงสว่างได้และเป็นครั้งแรกที่พบในช่วงคลื่นรังสีเอกซ์ จังหวะการเปลี่ยนพลังงานของพัลซาร์เอ็ม 1 หรือ เอ็นจีซี 1952 หรือ เอ็นพี 0532 ซึ่งเป็นชื่อของพัลซาร์ในเนบิวลารูปปูช้าลงเล็กน้อยจังหวะที่ช้าลงเป็นเพราะดาวนิวตรอนหมุนช้าลงเนื่องจากสูญเสียพลังงานไปในอวกาศ พัลซาร์เอ็มพี 0532 เป็นพัลซาร์อายุประมาณ 900 ปี นับว่าเป็นพัลซาร์อายุน้อยที่สุดในดาราจักรของเรา
พัลซาร์หรือดาวนิวตรอนจึงเกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวาหรือมหานวดารา ซึ่งมี 2 ประเภท ได้แก่ ซูเปอร์โนวาประเภท I และซูเปอร์โนวาประเภท II ซูเปอร์โนวาประเภทที่ I เกิดในระบบดาวคู่ โดยดาวฤกษ์ดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาว วิวัฒนาการของดาวคู่นี้ดำเนินไปโดยคู่ของดาวแคระขางจะขยายตัว จะกระทั่งเมื่อถึงจุดหนึ่งจะหยุดขยายตัวเพราะเมื่อถึงจุดนี้เนื้อสารของคู่ดางแคะจะไหลไปทางดางแคระขาว แต่ดาวแคระขาวรับเนื้อสารได้จำกัดตามขอบเขตซึ่งค้นพบโดยจันทรเสขร (นักศึกษาชาวอินเดีย) เรียกว่า ลิมิตของจันทรเสขรกล่าวคือ หากเนื้อสารชองดาวแคระขาวเพิ่มขึ้นเป็น 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์จะเกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรงที่จุดศูนย์กลางของดาวแคระขาว เนื้อสารที่เคยยึดเหนี่ยวกันอย่างควอนตัม จะแปรเปลี่ยนไม่เป็นไปตามกฎ ดังนั้นเมื่อดาวแคระขาวมีเนื้อสารมากกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ดาวแคระขาวจะระเบิดอย่างรุนแรงเป็นซูเปอร์โนวาประเภท I
ภาพดาวฤกษ์ประเภทพัลซาร์ล้วนมีสนามแม่เหล็กสูงล้อมอยู่โดยรอบ
ที่มา : เสถียร บุญฤทธิ์ (2547)
ซูเปอร์โนวาประเภท II เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีเนื้อสารมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่า เช่น อาจจะมีเนื้อสารเป็น 6 ถึง 8 เท่า ของดวงอาทิตย์วิวัฒนาการตอนท้ายๆ ของดาวเหล่านี้ซับซ้อนมาก จุดศูนย์กลางของดาวมีอุณหภูมิสูงขึ้น ธาตุเบาหลอมรวมกันเป็นธาตุที่หนักขึ้นเป็นฮีเลียม คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน ซิลิกอน และเหล็ก แต่เมื่อใจกลางของดาวประกอบด้วยธาตุเหล็กจะเกิดวิกฤตการณ์ด้านพลังงานเพราะปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมเหล็กและดูดกลืนพลังงานแทนที่จะให้พลังงานออกมา ดังนั้นดาวจึงเริ่มหดตัวลง ใจกลางก็หดตัวลงด้วย เนื่องจากอุณหภูมิลดต่ำลงทำให้ความดันลดลงด้วย ถ้าใจกลางไม่มีเนื้อสารมากเท่าดวงอาทิตย์ ดาวจะหยุดหดตัวเมื่อความหนาแน่นสูงขึ้น เพราะทุกนิวเคลียสของอะตอมถูกยึดเข้าด้วยกันกลายเป็นดาวนิวตรอน แต่ถ้าแกนกลางมีเนื้อสารสูงมากดาวจะหดตัวลงอีก เพราะแรงโน้มถ่วงสูงกว่าแรงดันของนิวตรอนจนเกิดเป็นบริเวณที่มีแรงโน้มถ่วงมหาศาลเรียกว่า หลุมดำ แรงปะทะที่เกิดจากใจกลางยุบตัวลงจสะท้อนกลับผ่านเนื้อสารรอบนอกที่มีความหนาแน่นน้อยกว่า ทำให้เนื้อสารเหล่านี้เคลื่อนที่ออกจากใจกลางด้วยความเร็วสูงมาก (มากกว่า 10,000 กิโลเมตรต่อวินาที) เป็นผลให้อุณหภูมิสูงขึ้นจนเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ทุกระดับ เกิดธาตุกัมมันตรังสีขึ้นด้วยกลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท II
ซูเปอร์โนวาทั้งสองประเภทลดความสว่างลงช้าๆ เพราะการสลายตัวของสารกัมมันตรังสีโคบอลต์-56 เป็นธาตุเหล็ก เนบิวลารุ่นหลังที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์จึงมีธาตุต่างๆ จำนวนมาก รวมทั้งธาตุเหล็กด้วย ซูเปอร์โนวาเมื่อปี พ.ศ. 1597 ที่เหลือซากเป็นเนบิวลารูปปูเป็นซูเปอร์โนวาประเภท II ส่วนซูเปอร์โนวา ไทโคและซูเปอร์โนวาเคปเลอร์เป็นซูเปอร์โนวาประเภท I
หลุมดำ ( Black Holes)
ปัจจุบันย่อมทราบกันแล้วว่าปฏิกิริยาที่เกิดในดวงอาทิตย์นั้นเหมือนกับปฏิกิริยาของระเบิดไฮโดรเจน ซึ่งเป็นปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ กล่าวคือ ไฮโดรเจน 4 นิวเคลียส (หรือโปร
ตอน 4 ตัว) ถูกหลอมเป็นนิวเคลียสของฮีเลียมซึ่งประกอบด้วยโปรตอน 2 ตัว และนิวตรอน 2 ตัว การเปลี่ยนแปลงเช่นนี้ทำให้เกิดพลังงานออกมาอย่างมหาศาล เพราะมวลสารบางส่วนของไฮโดรเจนได้กลายไปเป็นพลังงานตามสมการของไอน์สไตน์ E=mc2(เมื่อ E คือพลังงาน m คือมวลสารและ c คืออัตราเร็วของแสงในอวกาศ) ไฮโดรเจน 4 นิวเคลียสมีมาลมากกว่า 1 นิวเคลียสของฮีเลียมเล็กน้อยมวลสารที่แตกต่างกันเล็กน้อยที่กลายเป็นพลังงานจะหมดสิ้นการผลิตพลังงานของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่รวมทั้งดวงอาทิตย์ได้จากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์นี้ มีผู้คำนวนว่าทุกๆ วินาที ณ ใจกลางของดวงอาทิตย์ไฮโดรเจนจำนวน 600 ล้านตันกลายเป็นฮีเลียม จึงอาจกล่าวได้ว่า ดวงอาทิตย์กำลังใช้ไฮโดรเจนเป็น “เชื้อเพลิง”
อีกประมาณ 5 พันล้านปีปริมาณไฮโดรเจนของดวงอาทิตย์จะกลายเป็นฮีเลียมเกือบหมด ต่อจากนั้นฮีเลียมก็จะกลายเป็นเชื้อเพลิงเพื่อการผลิตพลังงานต่อไป แล้วฮีเลียมจะเปลี่ยนเป็นคาร์บอนและออกซิเจนเมื่อฮีเลียมหมด คาร์บอนจะกลายเป็นอะตอมของธาตุหนักขึ้นไปอีกในที่สุด เชื้อเพลิงของดาวก็จะหมดไป ตอนนี้ดาวจะเกิดการเปลี่ยนแปลวอย่างรุนแรงโดยจะเริ่มหดตัวอย่างรวดเร็ว เพราะไม่มีพลังงานภายในช่วยผลักดันให้อยู่ในรูปเดิม อะตอมของธาตุต่างๆ จะอัดชิดกันมากขึ้นจนอิเล็กตรอนหลุดออกไปเหลือแต่นิวเคลียสที่อันแน่นดาวจะกลายเป็นอะไรต่อไปนั้นขึ้นอยู่กับมวลสารทั้งหมดของดวงดาวดังนี้
บรรณานุกรม
กนก จันทร์ขจร, คู่มือดูดาว, กรุงเทพ.
นิพนธ์ ทรายเพชร, (2538). การดูดาวเบื้องต้น, กรุงเทพ : นานมีบุ๊คส์,
นิพนธ์ ทรายเพชร, (2541). ดาราศาสตร์และอวกาศ, กรุงเทพ : นานมีบุ๊คส์.
บุษบา ดราเมอร์, และคณะ (2545 ) สำรวจโลกวิทยาศาสตร์ (ดาราศาสตร์),กรุงเทพ : เพาเวอร์ สตาร์ คอมมิวนิเคท เซนเตอร์.
ระวี ภาวิไล, (2536 ) แผนที่ความรู้อวกาศ, iกรุงเทพ : แปลน พับลิชิ่ง.
เสถียร บุญฤทธิ์, (2547). ดาราศาสตร์, กรุงเทพ : สีริยาสาส์น.
ทานตะวัน
เป็นพืชปีเดียว (Annual plant) อยู่ในแฟมิลี Asteraceae มีฐานรองกลุ่มดอก (Inflorescence) ขนาดใหญ่ ลำต้นโตได้สูงถึง 3 เมตร ฐานรองกลีบดอกอาจกว้างได้ถึง 30 เซนติเมตร ชื่อ"ทานตะวัน"ถูกใช้อ้างอิงถึงพืชทั้งหมดในจีนัส Helianthus ด้วยเช่นกันทานตะวัน เป็นพืชท้องถิ่นของอเมริกากลาง มีหลักฐานแสดงให้เห็นว่ามีการปลูกดอกทานตะวันในประเทศเม็กซิโกตั้งแต่ประมาณ 2600 ปีก่อนคริสตกาล
ตำนานดอกทานตะวัน
ในเทพนิยายกรีกมีนางไม้ชื่อ Clytie ที่หลงรักเทพอพอลโล ซึ่งเป็นเทพแห่งดวงอาทิตย์ ได้เฝ้ามองอพอลโลทุกวันจนผมสีทองของเธอกลายเป็นกลีบดอกสีเหลืองและใบหน้ากลายเป็นดอกทานตะวัน ชื่อ Helianthus มาจากคำว่า helios ที่แปลว่าดวงอาทิตย์ กับคำว่า anthos ที่แปลว่า ดอกไม้
การเข้ามาของดอกทานตะวันในประเทศไทย
ดอกทานตะวันเข้ามาในประเทศในในรัชสมัยสมเด็จพระนารายณ์มหาราช โดยชาวเกาหลีนำมาปลูก
ลักษณะนิสัยของคนที่ชอบดอกทานตะวันที่สุด
เป็นคนเชื่อมั่นในตัวเองมาก และถือดีในความรู้ความสามารถของตนไม่น้อย ชอบพึ่งพาตัวเองมากกว่าคนอื่น เป็นคนตั้งเป้าหมายในชีวิตสูง
การใช้ประโยชน์
ทานตะวันเป็นพืชให้น้ำมันโดยสกัดจากเมล็ด น้ำมันดอกทานตะวันมีกรดไขมันไม่อิ่มตัวสูงสามารถนำไปใช้ในการฟอกหนังและประกอบอาหาร
ทานตะวันเป็นพืชที่มีบทบาทมากในการฟื้นฟูดิน ตัวอย่างเช่น ทานตะวันสะสมตะกั่วได้ 0.86 mg/kg เมื่อเลี้ยงแบบไฮโดรโพนิกส์[2] และส่งเสริมการย่อยสลายคาร์โบฟูรานได้ 46.71 mg/kg
สารภีสีเหลืองสด ก็ปรากฏสีสดใสพระองค์ทรงสีไกล ทรงแผ่ไปในโลกาทานตะวัน ทันรับแสง พระแสดงเจ้าธรรมาล้ำเลิศเกิดปัญญา ด้วยศรัทธาที่เบิกบาน ฯ
(กาพย์เห่เรือตอนชมดอกไม้ บทประพันธ์ของนายฉันท์ ขำวิไล)
ประวัติดอกทานตะวัน
ประวัติโดยย่อของดอกทานตะวัน ถือกำเนิดโดยการนำเข้ามาจากประเทศญี่ปุ่น นำมาปลูกที่คลองตะเคียน พระนครศรีอยุธยาในสมัยแผ่นดินสมเด็จพระนารายณ์มหาราช ช่วงประมาณปี พ.ศ. ๒๑๙๙ ตั้งแต่สมัยอยุธยานานมากมาแล้วต่อมาต้นทานตะวันได้มีการปลูกแพร่หลายเป็นไม้ประดับที่นิยมในประเทศไทย ทานตะวัน แปลว่า การทาน กั้น ขวางตะวัน หรือ ต่อต้านกั้นตะวัน หากเราสังเกตดูให้ดีจะเห็นว่าดอกทานตะวันจะหันดอกเข้าหาตะวัน (พระอาทิตย์) เสมอ จนบางคนถึงกับกล่าวว่า น่าที่จะเรียกว่า “ดอกตามตะวัน” จะเหมาะกว่า แต่ในอีกความหมายก็ว่า “ทานตะวัน” คือเป็นเหมือนกับการทนทานกับแสงแดด หรือแสงอาทิตย์ เพราะมันหันหน้าเข้าหาอยู่ตลอดเวลา จึงน่าจะแปลได้ความหมายเป็นอย่างหลังมากกว่า อีกนัยหนึ่งคือ “ไม่ถึงตะวัน” ถึงจะมีความทนทานต่อแสงอันร้อนแรงของพระอาทิตย์ แต่ก็ไม่สามารถไปถึงตะวันได้ ในเรื่องของเทวปกรฌัม ยังได้กล่าวถึงเทพธิดาองค์หนึ่งชื่อไคลที (Clytie) อาศัยอยู่ถ้ำใต้ทะเลลึก มีแต่ทราย หอยและเปลือกหอย โดยอาศัยนอนอยู่ในเปลือกหอยก้นทะเลไม่เคยขึ้นมาบนฝั่ง มีแต่คลื่นสีเขียวอยู่ใต้น้ำทะเล เนื่องจากแสงอาทิตย์ส่องลงไปไม่ถึง นางฟ้าไคลทีเป็นเทพีแห่งน้ำเกิดในน้ำหรืออาจเรียกว่าพรายน้ำก็ว่าได้ อยู่อาศัยอย่างเป็นสุขสงบเรื่อยมาจนเติบโตขึ้นเป็นสาวน้อยอยู่มาจนกระทั่งวันหนึ่งเกิดมีพายุพัดกระหน่ำเข้ามาอย่างรุนแรง ซึ่งที่ผ่านมาไม่เคยพัดลงไปถึงข้างล่างใต้ทะเลเลย พัดอยู่เพียงพื้นผิวน้ำชั้นบนเท่านั้น แต่คราวนี้ได้เกิดพายุพัดกระหน่ำเป็นคลื่นม้วนตัวลงไปข้างใต้น้ำ แล้วพัดพาเอาสิ่งต่าง ๆ ที่อยู่ข้างใต้นั้นขึ้นมาอยู่ข้างบนแทน ซึ่งไคลทีก็เป็นหนึ่งในจำนวนนั้นที่ต้องขึ้นมาอยู่บนโลกมนุษย์ เมื่อถูกคลื่นทะเลซัดขึ้นมาถึงฝั่งฟื้นคืนสติก็มองเห็นแสงแดด มองเห็นพืชพันธุ์ต้นไม้ต่าง ๆ ที่สวยงาม และที่สวยที่สุดก็คือแสงแห่งตะวันที่สาดส่องลงมาตรงบริเวณเกาะหรือตรงพื้นแผ่นดินนั้น ส่องไปทุก ๆ ที่ที่ไคลทีมอง ไคลทีเพิ่งได้มีโอกาสเห็นแสงอาทิตย์เป็นครั้งแรก ก็เกิดความรักในพระอาทิตย์ขึ้นมา คือรักเทพอพอลโล (Apollo) เพราะเห็นความงามของอพอลโล(Apollo) นางจึงปฏิญาณว่าจะไม่ลงไปสู่ใต้ทะเลอีก จะขออยู่บนเกาะตลอดไปเพื่อติดตามดูตะวันทุก ๆ วัน จะขออยู่ดูความงามแห่งพระอาทิตย์ ดูความงดงามแห่งเทพอพอลโล (Apollo) ตั้งแต่รุ่งอรุณจนยามเย็น จะหันตามดูตลอดเวลา จนกระทั่งเทวดาสงสารนางเพราะเทพอพอลโล (Apollo)ไม่เคยเหลียวแลเลยจึงได้ช่วยกันบันดาลให้ในเย็นวันหนึ่งในขณะที่ไคลทียืนมองตะวันอยู่ที่บนฝั่งทะเลให้เท้านั้นหยั่งลึกลงไปในดินเครื่องแต่งกายให้เปลี่ยนแปลง กลายเป็นสีเขียวผมจากสีทองให้กลายเป็นสีเหลืองล้อมดวงหน้าไว้แล้วให้ดวงตาที่คอยมองตามพระอาทิตย์นั้นเป็นสีน้ำตาลจึงกลายเป็นดอกทานตะวันที่สวยงามที่เฝ้ามองตามพระอาทิตย์ที่ขึ้นและลงข้ามขอบฟ้าในทุกวันๆดอกทานตะวันจึงมีรูปลักษณ์อย่างที่เราเห็นเป็นดอกไม้แสนงามในปัจจุบันนี้เอง(กาพย์เห่เรือตอนชมดอกไม้ บทประพันธ์ของนายฉันท์ ขำวิไล)
ประวัติดอกทานตะวัน
ดอกทานตะวัน
ทานตะวันเป็นพืชตระกูลเดียวกันกับเบญจมาส คำฝอย ดาวเรือง เป็นพืชล้มลุกที่ปลูกกันมากในเขตอบอุ่น การที่มีชื่อเรียกว่าทานตะวัน เพราะลักษณะการหันของช่อดอกและใบจะหันไปทางทิศของดวงอาทิตย์ คือ หันไปทางทิศตะวันออกในตอนเช้า และทิศตะวันตกในตอนเย็น แต่การหันจะลดน้อยลงเรื่อยๆหลังจากมีการผสมเกสรแล้วไปจนกระทั่งถึงช่วงดอกแก่ ซึ่งช่อดอกจะหันไปทางทิศตะวันออกเสมอ
ราก เป็นระบบรากแก้วที่หยั่งลึกลงไปประมาณ 150-270 เซนติเมตร มีรากแขนงค่อนข้างแข็งแรงแผ่ขยายไปด้านข้างได้ยาวถึง 60-150 เซนติเมตร เพื่อช่วยค้ำจุนลำต้นได้ดี และสามารถใช้ความชื้นระดับผิวดินได้อย่างมีประสิทธิภาพ
ลำต้น ส่วนใหญ่ไม่มีแขนง แต่บางพันธุ์มีการแตกแขนง ขนาดของลำต้น ความสูง การแตกแขนงขึ้นอยู่กับพันธุ์และสภาพแวดล้อม ความสูงของต้นอยู่ระหว่าง 1-10 เซนติเมตร การโค้งของลำต้นตรงส่วนที่เป็นก้านช่อดอกมีหลายแบบ แบบที่ต้องการคือแบบที่ส่วนโค้งตรงก้านช่อดอกคิดเป็นร้อยละ 15 ของความสูงของลำต้น
ใบ เป็นใบเดี่ยวเกิดตรงกันข้าม หลังจากที่มีใบเกิดแบบตรงกันข้ามอยู่ 5 คู่แล้ว ใบที่เกิดจากนั้นจะมีลักษณะวน จำนวนใบบนต้นอาจมีจำนวนตั้งแต่ 8-70 ใบ รูปร่างของใบแตกต่างกันตามพันธุ์
ดอก เป็นรูปจาน เกิดอยู่บนตายอดของลำต้นหลัก หรือแขนงลำต้นมีเส้นผ่านศูนย์กลางของดอกอยู่ระหว่าง 6-37 เซนติเมตร ซึ่งขึ้นอยู่กับพันธุ์และสภาพแวดล้อม ดอกมีลักษณะเป็นแบบช่อดอก
เมล็ด ประกอบด้วยเนื้อใน ซึ่งถูกห่อหุ้มด้วยเปลือกที่แข็งแรง เมื่อผลสุกส่วนของดอกที่อยู่เหนือรังไข่จะร่วง ผลที่มีขนาดใหญ่จะอยู่วงรอบนอก
สมัครสมาชิก:
บทความ (Atom)