<script language="JavaScript" src="http://www.vcharkarn.com/javafeed/article/18408" type="text/javascript"></script>

ทำไมดวงอาทิตย์ถึงโตจัง? คุณสมบัติทางฟิสิกส์ของดาวฤกษ์ เช่น ดวงอาทิตย์ สามารถศึกษาอาศัยความรู้ฟิสิกส์พื้นฐาน เช่น กฎของคูลอมป์ ความยาวคลื่นของ de Broglie หลักการไม่คงที่ของไฮเซนบอร์ก บทความนี้เหมาะสำหรับครูผู้สอนที่จะนำไปยกตัวอย่างประกอบการสอนควอนตัมและนิวเคลียร์ฟิสิกส์ระดับมัธยม ผู้เขียน: ดร.อรรถกฤต ฉัตรภูติ ชมแล้ว: 38,245 ครั้ง post ครั้งแรก: Thu 10 May 2007, 2:15 pm ปรับปรุงล่าสุด: Mon 7 January 2008, 8:27 am อยู่ในส่วน: ดาราศาสตร์, ควอนตัม, ฟิสิกส์, คณิตศาสตร์

ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เป็นดาวที่อยู่ในวิถีหลัก

คุณสมบัติที่น่าประหลาดของดาวใน Main sequence คือถึงแม้ว่ามวลและรัศมีของดาวฤกษ์ในวิถีหลัก หรือ Main sequence จะมีค่าต่างๆกันไป แต่อัตราส่วนระหว่าง มวลของดาวฤกษ์ต่อรัศมีของดาวนั้นจะมีค่าที่จำกัดในช่วงแคบๆ คือ มีค่าอยู่ระหว่าง 0.7 ถึง 1.8 ดาวฤกษ์สองดวงที่มีมวลต่างกันร้อยเท่ากลับมีอัตราส่วนระหว่างมวลต่อรัศมีต่างกันเพียงประมาณสองเท่าเท่านั้น ทำไมอัตราส่วน จึงมีค่าเกือบคงที่ในดาววิถึหลัก?

หมายเหตุ อ่านเพิ่มเติมเรื่องดาววิถีหลักได้จาก http://www.vcharkarn.com/include/article/showarticle.php?Aid=72&page=4

ดวงอาทิตย์เป็นระบบที่มีเสถียรภาพ

การเปลี่ยนแปลงของดวงอาทิตย์ส่งผลต่อทุกชีวิตบนโลก การเปลี่ยนแปลงขนาดของดวงอาทิตย์อาจหมายถึงจุดจบของสิ่งมีชีวิตทุกชนิดบนโลก นับเป็นโชคดีของเราที่ดวงอาทิตย์อยู่ในสถานะที่เสถียร และคงจะเป็นเช่นนี้ไปอีกนับพันล้านปี อาศัยกลศาสตร์ของนิวตัน เราตั้งสมมุติฐานว่าเสถียรภาพของดาวฤกษ์ในวิถีหลักเช่นดวงอาทิตย์นี้ เกิดจากความสมดุลของแรงโน้มถ่วงที่มีทิศพุ่งเข้าหาศูนย์กลางของดาวกับแรงอันเนื่องจากความดันภายในที่มีทิศพุ่งออกข้างนอกดาวฤกษ์ อันเป็นผลให้รัศมีของดาวมีขนาดคงที่ ไม่ยุบตัวและไม่ขยาย

อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงสามารถพิจารณาได้จากอัตราเร็วหลุดพ้นของโมเลกุลก๊าซที่อยู่ที่ผิวของดวงอาทิตย์ ซึ่งสามารถคำนวณได้จากฟิสิกส์ระดับมัธยมปลาย (คำนวณได้จากหลักการอนุรักษ์พลังงาน)



เมื่อ คือค่าคงที่ของแรงโน้มถ่วง แม้ว่าในความเป็นจริงแล้วโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์จะมีความซับซ้อนมาก แต่ในที่นี้เราจะสมมุติว่ามวลสารภายในดวงอาทิตย์ประพฤติตัวเป็นก๊าซในอุดมคติ ซึ่งความดันของก๊าซภายในดาวก็จะเชื่อมโยงกับ รากที่สองของอัตราเร็วกำลังสองเฉลี่ย (root mean square speed) หรือ ของแต่ละโมเลกุล จากวิชาเทอร์โมไดนามิกส์ เราทราบว่า



เมื่อ คือค่าคงที่ของ Boltzmann, คืออุณหภูมิของภายในดวงอาทิตย์ (ที่ศูนย์กลาง) และ คือมวลของโมเลกุลก๊าซ เนื่องจากดวงอาทิตย์มีเสถียรภาพ โมเลกุลของก๊าซเหล่านี้จึงไม่สามารถหลุดออกมาจากได้ นั่นคือเราจะให้ ซึ่งทำให้เราสามารถที่จะคำนวณอุณหภูมิของดวงอาทิตย์ได้เป็น




สำหรับดวงอาทิตย์มีมวลประมาณ kg และรัศมี m และถ้าสมมุติว่าสสารในดวงอาทิตย์ประกอบด้วยอะตอมของธาตุไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ เราจะสามารถประมาณอุณหภูมิภายในดวงอาทิตย์อย่างคร่าวๆได้เป็น K

ถึงแม้ว่าเราจะใช้สมมุติฐานหลายๆอย่างเพื่อความง่ายโดยไม่สนใจโครงสร้างภายในที่ซับซ้อนของดาวฤกษ์และฟิสิกส์ที่ใช้อยู่ในระดับมัธยมปลาย ผลการประมาณอุณหภูมิภายในดวงอาทิตย์ที่ได้ก็มีค่าใกล้เคียงกับอุณหภูมิภายในของดวงอาทิตย์ ซึ่งคาดว่าจะอยู่ระหว่าง K ถึง K

ดาวฤกษ์คือเตาปฏิกรณ์ปรมาณูแบบฟิวชัน



เราทราบกันดีว่าปฏิกิริยาที่ทำให้ดวงอาทิตย์ปล่อยแสงสว่างออกมานั้น ไม่ใช่ปฏิกิริยาเผาไหม้ หรือปฏิกิริยาเคมีอื่นๆ แต่เป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์แบบฟิวชัน (Fusion) ที่หลอมโปรตอน (นิวเคลียสของไฮโดรเจน) สองตัวเข้าด้วยกันให้กลายเป็นนิวเคลียสของธาตุฮีเลียม สิ่งที่ควรจะแสดงให้นักเรียนเห็นคือปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเป็นปรากฏการณ์ควอนตัม ซึ่งวิธีที่ง่ายที่สุดคือแสดงให้เห็นว่าถ้าไม่อาศัยแนวคิดทางควอนตัมฟิสิกส์เข้ามาช่วยแล้วปรากฏการณ์นี้จะเกิดขึ้นไม่ได้

ธรรมชาติของแรงนิวเคลียร์ที่เราต้องรู้ก็คือมันเป็นแรงระยะสั้น นั่นคือการที่นิวเคลียสสองนิวเคลียสจะหลอมรวมกันเกิดเป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์แบบฟิวชันได้นั้น นิวเคลียสทั้งสองจะต้องเข้าใกล้กันมากพอเพื่อที่จะให้แรงนิวเคลียร์สามารถแสดงอิทธิพลของมันได้ โดยทั่วไปอิทธิพลของแรงนิวเคลียร์จะมีระยะอยู่ที่ประมาณ 1 เฟอร์มี (1 fm หรือ 1 femtometer มีค่าเท่ากับ เมตร) หรือประมาณขนาดของนิวเคลียส ในการทดลองบางอย่างนักฟิสิกส์ต้องเร่งอนุภาคโปรตอนให้วิ่งชนกับนิวเคลียสของธาตุหนักด้วยเครื่องเร่งอนุภาค ทั้งเพื่อให้พลังงานจลน์ของโปรตอนมีมากพอที่จะพามันให้เข้าไปใกล้นิวเคลียสเป้าหมายให้มากที่สุดเท่าที่จะทำได้ โดยทั่วไปพลังงานจลน์ของโปรตอนจะอยู่ในระดับเมกกะอิเล็กตรอนโวลต์ (MeV) อย่างไรก็ตามโปรตอนที่มีพลังงานในระดับ MeV หาได้น้อยมากในดาวฤกษ์

เราอาจจะประมาณระยะใกล้สุดที่โปรตอนจะเข้าใกล้กันได้ โดยใช้ความรู้เรื่องศักย์ไฟฟ้า เนื่องจากว่าโปรตรอนแต่ละตัวมีประจุไฟฟ้าบวก คูลอมป์ ทันทีที่ๆโปรตอนพยายามที่จะเข้าใกล้กัน แรงคูลอมป์ก็จะพยายามผลักมันออกจากกัน ระยะที่โปรตอนสองตัวเข้าใกล้กันมากที่สุด คือระยะที่พลังงานจลน์ของโปรตอนถูกเปลี่ยนเป็นพลังงานศักย์ไฟฟ้าจนหมด อาจจะให้นักเรียนแสดงเป็นการบ้านว่า สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งเราสามารถคำนวณได้ว่า



ซึ่งเมื่อพิจารณาหลักอนุรักษ์พลังงานข้างต้นเราจะพบว่าระยะที่นิวเคลียสเข้าใกล้กันได้มากที่สุดจะอยู่ในระดับ picometer หรือ เมตร ซึ่งมากกว่าขนาดของนิวเคลียสอยู่ประมาณพันเท่า แน่นอนว่าแรงนิวเคลียร์ย่อมจะไม่แสดงอิทธิพลของมันในระยะนี้ ถึงแม้ว่าโปรตอนบางตัวจะมีอัตราเร็วที่มากกว่า แต่ถ้าอาศัยฟิสิกส์ในระดับมหาวิทยาลัยปีหนึ่ง พิจารณา Maxwell-Boltzmann distribution ของก๊าซของโปรตอนภายใต้อุณหภูมิของดวงอาทิตย์ซึ่งเราคำนวณไว้แล้วข้างต้น จะพบว่าสัดส่วนของโปรตอนที่มีพลังงานในระดับ MeV มีไม่เพียงพอที่จะให้ดวงอาทิตย์ส่องสว่างอย่างที่มันเป็นอยู่ทุกวันนี้ได้ ด้วยเหตุผลที่ว่าโปรตรอนจำนวนมากไม่สามารถเข้าใกล้กันได้มากกว่าระยะ 100 ถึง 1,000 เท่าของขนาดนิวเคลียสนี่เอง เป็นเหตุให้เราควรจะพิจารณาคุณสมบัติทางควอนตัมของนิวเคลียส

---

Hot Links

คลังข้อสอบ | ข่าววิชาการ
เล่นกล/เกม | อ่านนิยาย
ข่าวทุนการศึกษา | ลิงค์

ขอบคุณผู้สนับสนุน