ดาวแปรแสง

From LESAWiki
Jump to: navigation, search

Contents

ความนำ

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่บนท้องฟ้ามีกำลังส่องสว่างค่อนข้างเสมอต้นเสมอปลาย เช่นกรณีดวงอาทิตย์ของเราที่มีอัตราการแผ่พลังงานคงที่มาก จะเปลี่ยนแปลงบ้างก็เพียงระดับไม่กี่เปอร์เซนต์เท่านั้นในบางช่วงของรอบสุริยะที่มีกัมมันตภาพ (solar activity) สูงกว่าช่วงอื่นๆ อย่างไรก็ตาม มีดาวฤกษ์อีกจำนวนไม่น้อยที่อยู่ในช่วงชีวิตที่ไม่มีเสถียรภาพนัก เช่น ช่วงก่อนเข้าสู่ลำดับหลัก หรือช่วงที่พ้นจากลำดับหลักแล้วและเริ่มเสียเสถียรภาพ นับถอยหลังสู่การสิ้นอายุขัย ทำให้มีความสว่างเปลี่ยนไปมาลุ่มๆ ดอนๆ ไม่คงที่อย่างเห็นได้ชัด นักดาราศาสตร์เรียกดาวเหล่านี้เรียกว่า ดาวแปรแสง (Variable Star)


หากจะกล่าวกันให้รัดกุมแล้ว ดาวเกือบทุกดวงก็มีกำลังส่องสว่างไม่เที่ยงตรงคงที่ไปเสียทีเดียว แต่ส่วนใหญ่แล้วการเปลี่ยนแปลงจะน้อยมากจนแทบไม่สามารถตรวจวัดได้ หรือมีคาบการเปลี่ยนแปลงที่ยาวนานจนไม่สามารถวัดได้ภายในชั่วชีวิตของคนเรา ดังนั้น คำนิยามของ “ดาวแปรแสง” จึงเป็นคำนิยามที่ค่อนข้างแคบ คือ ดาวจะต้องมีการเปลี่ยนแปลงความสว่าง “มากพอ” ที่จะสามารถตรวจวัดได้จากโลกในเวลาที่ “ไม่นานเกินไปนัก” ในอนาคตที่นักดาราศาสตร์มีอุปกรณ์วัดแสงที่ดีขึ้นและมีบันทึกประวัติความสว่างของดาวจำนวนเป็นเวลายาวนานมากขึ้น เราคงจะพบดาวแปรแสงใหม่ๆ อีกมากมาย และคงจะต้องมีการกำหนดนิยามของดาวแปรแสงให้ชัดเจนกว่านี้


นักดาราศาสตร์จัดประเภทของดาวแปรแสงออกเป็น 2 ประเภทใหญ่ๆ ตามสาเหตุของการแปรแสง คือ (1) ดาวแปรแสงแบบสาเหตุภายในตัวดาว (Intrinsic Variability) และ (2) ดาวแปรแสงแบบสาเหตุภายนอกตัวดาว (Extrinsic Variability) ดาวแปรแสงแบบที่มีสาเหตุมาจากภายในตัวดวง คือดาวที่ภายในมีสภาวะแวดล้อมที่ไม่เสถียร ดังเช่นดาวใกล้สิ้นอายุขัยที่กล่าวไปข้างต้น หรือดาวที่เพิ่งเกิด ที่มีการประทุ (outburst) ยุบพอง (pulsate) ลุกจ้า (flaring) หรือระเบิดอย่างรุนแรงอยู่อย่างต่อเนื่อง ทำให้ความสว่างเปลี่ยนแปลงตลอดเวลา ส่วนประเภทสาเหตุภายนอกนั้นมักจะเป็นดาวที่อยู่ในระบบดาวคู่ (binary star system) หรือระบบดาวหลายดวง (multiple star system) ที่จะมีการโคจรผ่านหน้ากันมาบังและกันส่งผลให้แสงสว่างของระบบเปลี่ยนแปลงไปบ้างเป็นครั้งคราว หรือกรณีที่แสงสว่างของดาวอาจลดลงเป็นเวลาสั้นๆ เนื่องจากมีดาวเคราะห์บริวารของดาวฤกษ์นั้นๆ โคจรผ่านหน้า วิธีการนี้เป็นวิธีการหนึ่งที่ช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ (extrasolar planet) ได้


ตัวอย่างกราฟแสงของดาวแปรแสงแบบยุบพอง (ในกรณีนี้คือแบบ RR Lyrae) ทั่วไป ตามเข็มนาฬิกาจากภาพบนซ้ายคือ AT And, 10514625 (ไม่มีชื่อ GCVS), TW Boo และ VX Her (ภาพจาก Kinemuchi et al. 2006, AJ, 132, 1202[1])


การศึกษาดาวแปรแสงจำเป็นต้องทำ Photometry ของภาพถ่ายดาวที่ถ่ายติดต่อกันเป็นเวลานานเพื่อสร้างกราฟแสง (light curve) ซึ่งคือกราฟที่แสดงการเปลี่ยนแปลงของความสว่างของดาวเป็นฟังก์ชั่นของเวลา ดาวแปรแสงแต่ละประเภทจะมีกราฟแสงลักษณะไม่เหมือนกัน ทั้งรูปกราฟและคาบการแปรแสง ซึ่งในเอกสารนี้ผู้เขียนจะกล่าวถึงกราฟแสงของดาวแปรแสงบางประเภทที่พบบ่อยเพื่อใช้เป็นแนวทางในการศึกษาวิจัย

การศึกษาดาวแปรแสงเป็นเรื่องใหญ่ที่กว้างขวางมากและมีความเกี่ยวพันกับดาราศาสตร์หลายแขนง ในเอกสารนี้ผู้เขียนได้รวมรวมเนื้อหามาโดยสรุปเพียงบางประเด็นที่จำเป็นในการทำงานวิจัยของเราเท่านั้น หากมีข้อสงสัยในด้านใดเป็นพิเศษควรติดต่อผู้เขียน

ระบบแมกนิจูดและการวัดความสว่าง

นักดาราศาสตร์วัดความสว่างของดาวและวัตถุท้องฟ้าด้วยเลขแมกนิจูด (Magnitude) ตัวเลขยิ่งน้อยยิ่งสว่าง ตัวเลขติดลบยิ่งสว่างมาก ระบบแมกนิจูดพื้นฐานในปัจจุบันนิยามค่าแมกนิจูด 0 ด้วยความสว่างของดาววีกา ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวพิณ และนิยามให้ค่าแมกนิจูดที่ต่างกัน 5 ตัวเลขมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า ทั้งนี้เพื่อให้สอดคล้องกับระบบแมกนิจูดที่ใช้กันมาตั้งแต่สมัยกรีกจนถึงปโตเลมี นิยามนี้สามารถเขียนเขียนเป็นสมการได้ว่า


m1 - m2 = -2.5log(F1/F2)


โดย m1 และ m2 คือ แมกนิจูดของวัตถุที่ 1 และ 2 ส่วน F1 และ F2 คือความสว่าง (flux) ที่วัดได้ของแต่ละวัตถุ ค่า flux นี้วัดและแสดงโดยโปรแกรม Iris อย่างคร่าวๆ (รายละเอียดในเอกสาร การทำ Aperture Photometry ด้วย Iris)


ตัวอย่างเช่น ดาวพฤหัสบดีมีความสว่าง 1.4 แมกนิจูด ดาวยูเรนัสมีความสว่าง 7.3 แมกนิจูด (ค่าสมมติ) หากต้องการทราบว่าดาวพฤหัสบดีสว่างกว่าดาวยูเรนัสกี่เท่าก็สามารถหาได้โดย 1.4-7.3 = -5.9 = -2.5log10(Fพฤหัส/Fยูเรนัส) นั่นคือ 2.36 = log10(Fพฤหัส/Fยูเรนัส) และเมื่อแก้สมการก็จะได้ว่า Fพฤหัส/Fยูเรนัส = 229.09 แสดงว่าดาวพฤหัสสว่างกว่าดาวยูเรนัสประมาณ 229 เท่า


หรืออีกตัวอย่างหนึ่ง ถ้าดาวแปรแสง WX Sgr มีความสว่างสูงสุด 9.6 และมีความสว่างน้อยที่สุด 11.3 แมกนิจูด (ค่าจากฐานข้อมูล GCVS) หากต้องการทราบว่าขณะที่ WX Sgr สว่างที่สุดนั้นมีความสว่างมากกว่าขณะที่สว่างน้อยที่สุดกี่เท่า ก็สามารถคำนวณได้โดย 9.6-11.3 = -2.5log10(Fสว่างมากสุด/Fสว่างน้อยสุด) นั่นคือ -1.7 = -2.5log(Fสว่างมากสุด/Fสว่างน้อยสุด) ซึ่งสามารถแก้สมการหาได้ว่า Fสว่างมากสุด/Fสว่างน้อยสุด = 4.79 หรือความสว่างขณะที่ WX Sgr มีความสว่างมากที่สุดนั้นสว่างกว่าขณะที่สว่างน้อยที่สุด 4.79 เท่า


คำถามชวนคิด: ทำไมเราถึงเทียบบัญญัติไตรยางในการคำนวณเปรียบเทียบความสว่างและแมกนิจูดไม่ได้?


การเรียกชื่อดาวแปรแสง

ฐานข้อมูล General Catalog of Variable Stars (GCVS[6]) เรียกชื่อดาวแปรแสงตามลำดับที่ค้นพบในกลุ่มดาวนั้นๆ ในรูปแบบ [ลำดับดาวที่ค้นพบ] + [อักษรย่อ 3 ตัวของกลุ่มดาว] ในครั้งแรกที่มีการค้นพบวัตถุจำพวกดาวแปรแสง นักดาราศาสตร์คิดกันไปว่าคงมีวัตถุทำนองนี้ไม่เยอะนักในกลุ่มดาวแต่ละกลุ่ม จึงเรียกไล่ตามลำดับที่ค้นพบด้วยอักษรภาษาอังกฤษ R, S, T, … Z ตามด้วยชื่อกลุ่มดาว (ตัวย่อชื่อกลุ่มดาวและชื่อเต็มมีอยู่ใน Bright Star Atlas และภาคผนวกของหนังสือเอกภพ) เช่น “R Vir” หมายถึงดาวแปรแสงดวงแรกที่ค้นพบในเขตกลุ่มดาวเวอร์โก เป็นต้น เห็นได้ชัดว่าระบบนี้สามารถใช้บอกชื่อดาวแปรแสงได้เพียง 9 ดวงต่อกลุ่มดาวเท่านั้น ซึ่งนักดาราศาสตร์ก็สำรวจหาดาวแปรแสงได้อย่างรวดเร็วจนเกิดปัญหาชื่อไม่พอในเวลาอันสั้น


เมื่อใช้ชื่อ R, S, T, U, V, W, X, Y, Z หมด องค์การดาราศาสตร์ของเยอรมัน (ซึ่งเมื่อสองร้อยปีก่อนเยอรมันเป็นศูนย์กลางหนึ่งของโลกในการวิจัยดาราศาสตร์) ก็ริเริ่มเพิ่มชื่อดาวแปรแสงโดยใช้อักษรชุดเดิมสองตัว คือ RR, RS, RT, … RZ และต่อด้วย SS, ST, … SZ ไปจนถึง ZZ คราวนี้มีชื่อให้ใช้ 54 ชื่อต่อกลุ่มดาว แต่แล้วนักดาราศาสตร์ก็ใช้ชื่อหมดอีก จึงต้องเพิ่มจากตัวอักษรเพียงไม่กี่ตัวสุดท้ายของภาษาอังกฤษมาเป็นไล่จาก AA ไปจนถึง ZZ (เว้นตัว J) ซึ่งเพิ่มชื่อที่ใช้ได้ขึ้นมาเป็น 334 ชื่อต่อกลุ่มดาว ถึงจุดนี้เราก็คงเห็นแล้วว่าชื่อของดาวแปรแสงที่เราเห็นในการอบรมครั้งนี้มีที่มาที่ไปอย่างไร (สังเกตว่านักดาราศาสตร์ไม่ค่อยมีความคิดสร้างสรรค์นัก และปัญหาทำนองนี้เราจะเจออีกครั้งในการตั้งชื่อซูเปอร์โนวา ติดตามในเอกสารซูเปอร์โนวา) ตารางข้างล่างยกตัวอย่างชื่อดาวแปรแสงบางดวง

ตัวอย่างชื่อ GCVS ความหมาย
S Ori ดาวแปรแสงดวงที่ 2 ที่ค้นพบในกลุ่มดาวนายพราน (Orion)
Y Sex ดาวแปรแสงที่ค้นพบลำดับที่ 8 ในกลุ่มดาว Sextant
RR Lyr ดาวแปรแสงลำดับที่ 10 ในกลุ่มดาวพิณ (Lyra)
AA Vir ดาวแปรแสง AA ในกลุ่มดาว Virgo (ใครช่วยผมนับลำดับที)
DW Aqr ดาวแปรแสง DW ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำ (อย่าสนใจลำดับเลยดีกว่า รู้เพียงว่าอยู่ในเขตกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำก็พอ)


ระบบไล่ตัวอักษรสองตัวนี้นอกจากจะฟังดูสับสนแล้วยังส่อเค้าว่าจะใช้กันหมดในเวลาไม่นาน ในที่สุดนักดาราศาสตร์จึงออกแบบมาตรฐานใหม่ที่จะใช้ได้อย่างยั่งยืน คือ การนับเลขแทนตัวอักษร โดยใช้ชื่อเป็นเลขไล่จาก 1 ขึ้นไปเรื่อยๆ แทนลำดับ R, S, … Z, RS … ZZ … และหน้าตัวเลขมีอักษร V บอกว่าเป็นดาวแปรแสง (variable) ตามด้วยชื่อกลุ่มดาว เช่น V0357 Oph คือดาวแปรแสงลำดับที่ 357 ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำ เป็นต้น สรุปแล้วสิ่งที่สำคัญที่สุดที่ชื่อดาวแปรแสงบอกเราก็คือดาวแปรแสงดวงนั้นอยู่ในกลุ่มดาวใด

การจัดแบ่งประเภทดาวแปรแสง

ดาวแปรแสงสามารถจัดแบ่งออกได้หลายวิธี ทางหนึ่งที่ได้กล่าวไปแล้วคือการจัดแบ่งตามสาเหตุการแปรแสงซึ่งแบ่งได้เป็นประเภทที่เกิดจากสาเหตุภายในตัวดาว และเกิดจากปัจจัยภายนอกตัวดาว ในการอบรมนี้เราจะศึกษาดาวแปรแสงสามชนิดหลักๆ ชนิดแรกคือ (1) ดาวแปรแสงยุบพอง หรือ pulsating variable star จัดอยู่ในพวกปัจจัยการแปรแสงภายในตัวดาว ชนิดต่อมาคือ (2) ดาวแปรแสงอุปราคา หรือ eclipsing binary พวกนี้จัดอยู่ในกลุ่มปัจจัยแปรแสงนอกตัวดาว และชนิดสุดท้ายคือ (3) ดาวแปรแสงประทุ หรือ eruptive variable ดาวแปรแสงพวกโนวา ซูเปอร์โนวา และ CV จัดอยู่ในกลุ่มระเบิดพวกนี้ด้วย ดาวแปรแสงประทุนี้ก็จัดอยู่ในพวกปัจจัยภายใน ในส่วนนี้ผู้เขียนจะอธิบายธรรมชาติของดาวแปรแสงแต่ละประเภทคร่าวๆ (ดูแผนภาพการแบ่งประเภทดาวแปรแสงประกอบ)


ประเภทของดาวแปรแสงตามสาเหตุของการแปรแสง (ภาพจาก CSIRO[2])


ดาวแปรแสงยุบพอง

ดาวแปรแสงแบบยุบพองเป็นดาวฤกษ์ที่พ้นจากลำดับหลักไปแล้ว การแปรแสงของดาวแปรแสงชนิดนี้เกิดจากการที่ดาวขยายและหดตัวเป็นช่วงๆ เนื่องจากคลื่นความดันภายในตัวดาวที่สะท้อนไปมาในขณะที่ดาวเริ่มเสียเสถียรภาพ (ปรากฏการณ์นี้คือรูปแบบหนึ่งของการสั่นพ้อง หรือ resonance) เมื่อดาวขยายพองตัวออกอุณหภูมิของผิวดาวจะลดลง ทำให้ความสว่างที่แผ่ออกมาลดลงตามกฏของชเตฟาน-โบล์ท์ซมานน์ (Stefan-Boltzmann Law) ที่ระบุว่าความเข้มของการแผ่รังสีของวัตถุดำ (blackboby) จะแปรตามค่ากำลังสี่ของอุณหภูมิวัตถุ แต่เมื่อดาวยุบตัวกลับก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นและความสว่างเพิ่มสูงขึ้นดังเดิม เป็นเช่นนี้ต่อไปเรื่อยๆ กราฟด้านล่างแสดงความสัมพันธ์ของความสว่าง อุณหภูมิผิวดาว รัศมีของดาว และความเร็วในการยุบพองของดาวแปรแสงแบบยุบพองได้เป็นอย่างดี


กราฟแสงความสัมพันธ์ของความสว่าง อุณหภูมิผิวดาว รัศมีของดาว และความเร็วในการยุบพองของดาวแปรแสงแบบยุบพอง (ตามลำดับจากบนลงล่าง) (ภาพจาก Carroll & Ostlie)


ดาวแปรแสงแบบยุบพองเป็นดาวแปรแสงจำพวกแรกที่นักดาราศาสตร์ค้นพบ โดยการค้นพบครั้งแรกคือดาว ไมรา (Mira) ในปี 1595 (10 ปีก่อนที่กาลิเลโอจะสร้างกล้องดูดาว) ไมราเป็นดาวแปรแสงแบบยุบพองที่มีความสว่างสูงสุด 2.0 แมกนิจูด และลดลงต่ำสุดถึง 10.1 แมกนิจูด ในระยะนั้นนักดาราศาสตร์ที่เฝ้ามองท้องฟ้าบ่อยๆ จริงสังเกตได้ว่าดาวไมราหายไปไร้ร่องรอย (ตาคนเรามองเห็นวัตถุความสว่างน้อยที่สุดได้ถึงแมกนิจูด 6 หรือ 7 เป็นอย่างมาก) ดาวแปรแสงแบบยุบพองที่สำคัญคือ (1) เซฟีด (Cepheid) มีคาบการแปรแสงประมาณ 5-10 วันและแมกนิจูดเปลี่ยนแปลงประมาณ 0.5-2.0 แมกนิจูด ดาวแปรแสงพวกนี้มีความสำคัญเพราะสามารถใช้วัดระยะห่างของดาวได้จากการจับเวลาหาคาบการแปรแสง การวัดระยะห่างของดาวแปรแสงแบบเซฟีดนี้เองที่ช่วยให้นักดาราศาสตร์ช่วงต้นศตวรรษที่ 20 หาระยะห่างของดาราจักรแอนโดรเมดาได้ และทราบเป็นครั้งแรกว่าแอนโดรเมดามิได้เป็นเพียงกระจุกดาวกระจุกหนึ่งในทางช้างเผือก แต่เป็นอีกดาราจักรหนึ่งที่แยกเป็นเอกเทศ ดาวแปรแสงชนิดยุบพองอีกพวกหนึ่งที่สำคัญคือพวก RR Lyrae (ที่เรียกชื่อนี้เพราะดาว RR Lyrae เป็นดาวดวงแรกของประเภทนี้ที่นักดาราศาสตร์ค้นพบ) มักมีคาบการแปรแสงประมาณ 2 ชั่วโมง-1 วัน และความสว่างเปลี่ยนแปลง 0.3-2.0 แมกนิจูด RR Lyrae สามารถใช้วัดระยะห่างได้เช่นเดียวกับเซฟีด


แผนภาพ H-R แสดงลำดับหลัก (เส้นเฉียงจากมุมบนซ้ายมายังมุมล่างขวา) และแถบตำแหน่งของดาวแปรแสงยุบพองแบบต่างๆ แผนภาพนี้แสดงให้เห็นว่าการยุบพองเริ่มขึ้นหลังจากดาวฤกษ์พ้นจากลำดับหลักไป (ภาพจาก CSIRO[3])

ดาวแปรแสงอุปราคา

การแปรแสงของดาวแปรแสงแบบอุปราคาเกิดจากดาวฤกษ์ธรรมดาสองดวงในระบบดาวคู่เคลื่อนที่เข้ามาในตำแหน่งที่ปรากฏบังกันเมื่อมองจากโลก ดาวทั้งสองดวงมักอยู่ห่างกันไม่กี่สิบหน่วยดาราศาสตร์ แต่อยู่ห่างจากโลกไปหลายสิบหรือหลายร้อยปีแสงซึ่งไกลเกินกว่าที่เราจะเห็นดาวทั้งสองแยกเป็นสองดวงได้ เราจึงเห็นระบบดาวคู่เป็นเพียงจุดสว่างจุดเดียวที่มีแสงเปลี่ยนไปเรื่อยๆ เป็นคาบ สิ่งที่เปลี่ยนไปคือแสงรวมของทั้งระบบเปลี่ยนไปไม่ใช่แสงของดาวดวงใดดวงหนึ่ง


การแปรแสงของดาวแปรแสงแบบอุปราคา แผนภาพแสดงตำแหน่งต่างๆ ของดาวทั้งสองและกราฟแสงที่ปรากฏ ภาพนี้ให้ดาว A คือดาวสีฟ้า (ดวงใหญ่) และดาว B คือดาวสีแดง (ดวงเล็ก) ที่ตำแหน่ง (ก) เราเห็นดาวทั้งสองดวง ความสว่างที่เห็นคือความสว่างของทั้งดาว A และ B รวมกัน ที่ตำแหน่ง (ข) ดาว B บังดาว A ไปส่วนหนึ่ง เรายังเห็นความสว่างของดาว B ทั้งหมดแต่ความสว่างของดาว A ถูกบังหายไปส่วนหนึ่ง เมื่อดาว B โคจรต่อไปในตำแหน่ง (ค) ก็เห็นดาวทั้งสองอีกครั้ง แต่เมื่อดาว B โคจรไปอยู่หลังดาว A ในตำแหน่ง (ง) เหลือแต่แสงจากดาว A ทำให้กราฟแสงลดลงอีกครั้ง จะเห็นว่ากราฟแสงมีความสัมพันธ์โดยตรงกับทั้งลักษณะวงโคจรและลักษณะทางกายภาพของดาวทั้งสองในระบบ (แผนภาพดัดแปลงจาก ESA)


กราฟแสงของดาวแปรแสงแบบอุปราคามักแสดงแสงที่ลดต่ำลงเป็นร่อง 2 ครั้งในแต่ละคาบ ลักษณะกราฟแสงและความลึกของ “ร่อง” ขึ้นอยู่กับปัจจัยหลักๆ คือ อุณหภูมิและขนาดของดาวแต่ละดวง มุมมองจากโลก อัตราการหมุนของดาวแต่ละดวง ระยะห่างระหว่างดาวทั้งสอง ดังนั้นเมื่อเราทำ photometry และสร้างกราฟแสงของระบบดาวแปรแสงแบบอุปราคา เราจึงสามารถศึกษาสมบัติทางกายภาพต่างๆ ของระบบได้


ตัวอย่างกราฟแสงของดาวแปรแสงแบบอุปราคาในฐานข้อมูล All Sky Automated Survey (ASAS, http://archive.princeton.edu/~asas) (ภาพจาก Paczyński et al. 2006, MNRAS, 368, 1311[4])

ดาวแปรแสงประทุ

ดาวแปรแสงชนิดประทุเป็นประเภทที่มีความหลากหลายที่สุด ครอบคลุมตั้งแต่การลุกจ้า (flaring) การประทุของดาวแปรแสง เช่น แบบ Cataclysmic Variable (CV) ไปจนถึงซูเปอร์โนวา ความหลากหลายนี้มีทั้งในแง่ของชนิดของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดและพฤติกรรมการแปรแสง ดังจะเห็นได้จากตัวอย่างกราฟแสงในหน้าถัดไปที่มีทั้งการลุกจ้าที่กินเวลาไม่ถึง 20 นาทีไปจนถึงการประทุที่กินเวลามากกว่า 6 ปี


โดยทั่วไป CV เป็นปรากฏการณ์ที่ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวและดาวฤกษ์ในลำดับหลักอยู่ใกล้กันมาก เมื่อดาวฤกษ์ในลำดับหลักแก่ตัวลงเริ่มพ้นลำดับหลักและพองตัวเป็นดาวยักษ์แดง บางครั้งผิวของดาวยักษ์แดงนี้จะขยายเข้าไปใกล้ดาวแคระขาวมากจนเนื้อสารที่เป็นไฮโดรเจนไหลจากผิวดาวยักษ์แดงไปยังดาวแคระขาวได้ กระบวนการลักษณะนี้เรียกว่า การถ่ายเทมวล หรือ Mass Transfer เมื่อมวลไฮโดรเจนไปสะสมเป็นชั้นบนผิวดาวแคระขาวหนาพอ แรงโน้มถ่วงของดาวแคระขาวจะสามารถอัดให้บริเวณชั้นล่างสุดมีอุณหภูมิสูงจนสามารถจุดปฏิกริยาฟิวชันไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมได้ (หรือในบางกรณีคือฟิวชันของคาร์บอนและออกซิเจน) เมื่อฟิวชันจุดขึ้นก็จะเกิดการระเบิดบนผิวดาว ดาวก็จะเปล่งแสงวาบความสว่างหลายร้อยเท่าของความสว่างเดิม มักมีความสว่างสัมบูรณ์สูงสุดถึง แมกนิจูด -6 ถึง -9


ตัวอย่างกราฟแสงของดาวแปรแสงแบบประทุ V1057 Cyg ตั้งแต่ปี 1970-1976 ใช้เวลาประทุกว่า 6 ปี (Herbig 1977, ApJ, 217, 693[5])


ปกติแล้วการระเบิดลักษณะนี้จะไม่คงอยู่นาน เพราะเมื่อเกิดระเบิดขึ้นก๊าซที่ผิวดาวแคระขาวก็จะถูกผลักออกไป ทำให้มวล ความหนาแน่น และความดันลดลง ปฏิกริยาฟิวชันก็จะดับลงในเวลาอันสั้น (ตั้งแต่ไม่กี่นาที ไปจนถึงไม่กี่วัน) แต่ในบางกรณีปฏิกริยาฟิวชันก็จะดำเนินต่อไปอย่างยืดเยื้อนานหลายปี หรือแม้แต่ดับไปแล้วเกิดซ้ำใหม่ในเวลาไม่กี่เดือน CV ประเภทคลาสสิคนี้ คือ โนวาแบบดั้งเดิม (Classical novae; novae เป็นพหูพจน์ของ nova) CV ยังมีอีกมากมายหลายประเภท แต่ในการอบรมนี้จะจำกัดอยู่ที่พวกคลาสสิกหรือโนวาเป็นหลัก หากต้องการทราบเรื่อง CV เพิ่มเติมกรุณาติดต่อผู้เขียน


โนวานี้สามารถแบ่งออกได้เป็น 4 ประเภทใหญ่ๆ คือ (1) โนวาแบบเร็ว (fast novae) มักลดความสว่างลดอย่างรวดเร็วภายหลังจากจุดที่สว่างที่สุด คือ ลดลงมากกว่า 3 แมกนิจูดภายในเวลา 100 วันหรือน้อยกว่า และมีความสว่างสัมบูรณ์สูงกว่าโนวาแบบอื่นๆ CV ที่เราศึกษาในการอบรมครั้งนี้ส่วนใหญ่เป็นโนวาแบบเร็ว (2) โนวาแบบช้า (slow novae) คือพวกที่ความสว่างลดลง 3 แมกนิจูดในเวลามากกว่า 100 วัน และมีความสว่างสัมบูรณ์น้อยกกว่าพวกโนวาแบบเร็ว ทั้งสองแบบแรกนี้คือพวกโนวาแบบดั้งเดิม ดังที่ได้กล่าวไปแล้ว ประเภทที่ (3) คือ โนวาแบบช้ามาก (very slow novae) คือโนวาแสงยังคงสว่างอยู่ได้นานหลายปีหรือหลายสิบปี ซึ่งเห็นได้ชัดว่าไม่สามารถเกิดขึ้นได้จากการจุดระเบิดฟิวชั่นชั่วครั้งชั่วคราวแน่นอน แต่ต้องมีแหล่งพลังงานที่ค่อนข้างสม่ำเสมอ โนวาประเภทนี้เกิดจากดาวฤกษ์และดาวแคระขาวในระบบดาวคู่ที่ดาวฤกษ์สามารถถ่ายเทมวลมาได้อย่างต่อเนื่องและมีกระบวนการที่ทำให้ส่องสว่างได้อย่างต่อเนื่อง เช่น จานรวมมวลรอบดาวแคระขาวที่สสารเสียดสีกันจนร้อนและส่องสว่างได้ ประเภทสุดท้ายคือ (4) โนวาแบบเกิดซ้ำๆ (recurrent novae) โนวา 3 ประเภทแรกเกิดครั้งหนึ่งแล้วจะหายไปนานมาก (เช่น หลายหมื่นปี) จึงจะเกิดซ้ำได้อีกครั้ง เพราะต้องใช้เวลาสะสมมวลที่ค่อยๆ ไหลจากดาวอีกดวงหนึ่งนาน กว่าจะจุดระเบิดฟิวชั่นได้ แต่โนวาแบบเกิดซ้ำๆ มีกระบวนการพิเศษที่ทำให้สามารถระเบิดซ้ำได้ทุกๆ 10-100 ปี (ช่วงหลังๆ มีการค้นพบโนวาที่ระเบิดซ้ำได้ในช่วงเวลาไม่กี่เดือน ซึ่งยิ่งน่าแปลกใจเข้าไปอีก) นักดาราศาสตร์สัณนิษฐานว่าโนวาแบบเกิดซ้ำๆ เกิดจากระบบดาวคู่ที่ดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวมวลเกือบเท่ามวลจันทรสิขาร์ ส่วนอีกดวงหนึ่งเป็นดาวมวลมากขนาดใหญ่ทำให้มีการถ่ายเทมวลค่อนข้างมากอย่างต่อเนื่อง และเมื่อมวลสะสมไปได้ไม่นานก็มีความร้อนและความดันพอที่จะจุดฟิวชั่นได้ โดยมากพฤติกรรมการระเบิดแต่ละครั้งจะคล้ายโนวาแบบเร็ว

ฐานข้อมูลดาวแปรแสงออนไลน์

วิธีหนึ่งในการค้นหาพิกัดและข้อมูลดาวแปรแสงคือใช้ฐานข้อมูล GCVS Online ที่เว็บไซต์ http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/cgi-bin/search.htm


ฐานข้อมูล GCVS

เว็บข้างต้นมีช่องให้กรอกชื่อดาวแปรแสงที่ต้องการทราบข้อมูล (เช่น กรอกว่า RR Lyr) แล้วกด SEARCH จะได้ข้อมูลในลักษณะเดียวกับภาพในหน้าถัดไป ข้อมูลที่เราสนใจคือ RA, DEC ในส่วน The positional information ซึ่งบอกในรูปแบบ เช่น 192527.91 +424703.7 ซึ่งบอกว่ามีค่า RA 19 ชั่วโมง 25 นาที 27.91 วินาที และ DEC +42 องศา 47 ลิปดา 3.7 ฟิลิปดา

Personal tools
Namespaces
Variants
Actions
Navigation
Toolbox