บทที่ 8 เทคโนโลยีอวกาศ

กล้องโทรทรรศน์ 

คืออุปกรณ์ที่ใช้ขยายวัตถุท้องฟ้าโดยอาศัยหลักการรวมแสง เพื่อให้สามารถมองเห็นวัตถุท้องฟ้าที่ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า หรือทำให้มองเห็นได้ชัดขึ้น และมีขนาดใหญ่ขึ้น กล้องโทรทรรศน์ได้ถูกคิดค้นขึ้นครั้งแรกเมื่อปี ค.ศ. 1608 โดยฮานส์ ช่างทำแว่นคนหนึ่งซึ่งต่อมาค้นพบว่าหากนำเลนส์มาวางเรียงกับให้ได้ระยะที่ถูกต้องเลนส์สามารถขยายภาพที่อยู่ไกลๆได้ใกล้ขึ้น และ 1 ปีต่อมา กาลิเลโอ กาลิเลอิ ก็ได้ นำมาสำรวจท้องฟ้าเป็นครั้งแรกซึ่งในตอนนั้นเป็นกล้องหักเหแสงที่มีกำลังขยาย ไม่ถึง 30 เท่า เท่านั้นแต่ก็ทำให้เห็นรายละเอียดต่างๆมากมายของดวงดาวต่างๆที่ยังไม่เคย เห็นมาก่อนทำให้เป็นจุดเริ่มต้นของการเริ่มมาสำรวจท้องฟ้าโดยใช้กล้อง โทรทรรศน์ในที่สุด

กล้องโทรทรรศน์ชนิดหักเหแสง

 

กล้องโทรทรรศน์ชนิดหักเหแสงเป็นกล้องที่ถูกสร้างขึ้นเป็นครั้งแรกโดยฮานส์ ช่างทำแว่นคนหนึ่ง ซึ่งต่อมาค้นพบว่าหากนำเลนส์มาวางเรียงกันให้ได้ระยะที่ถูกต้องเลนส์สามารถขยายภาพที่อยู่ไกลๆได้ใกล้ขึ้น และ 1 ปีต่อมา กาลิเลโอ กาลิเลอี ก็ได้ นำมาสำรวจท้องฟ้าเป็นครั้งแรกโดยตัวกล้องจะมีเลนส์ 2 ตัวขึ้นไปคือ เลนส์วัตถุ และเลนส์ตา โดยเลนส์วัตถุจะทำหน้าที่รับภาพจากวัตถุ แล้วหักเหแสงไปยังเลนส์ใกล้ตา ซึ่งเลนส์ใกล้ตาจะทำหน้าที่ขยายภาพจากเลนส์วัตถุอีกทีหนึ่ง โดยลักษณะการวางเลนส์จะใช้เลนส์วัตถุที่มี ความยาวโฟกัส ยาว และเลนส์ใกล้ตาที่มีความยาวโฟกัสสั้น โดยในการวางเลนส์ จะวางเลนส์วัตถุ (ความยาวโฟกัสยาว) ไว้ด้านหน้า และเลนส์ใกล้ตา (ความยาวโฟกัสสั้น) ไว้ด้านหลัง โดยระยะห่างของเลนส์ 2 ตัวนี้คือ ความยาวโฟกัสเลนส์วัตถุ + ความยาวโฟกัสเลนส์ตา เป็นต้น

สำหรับกล้องโทรทรรศน์หักเหแสงของกาลิเลโอนั้น เลนส์วัตถุจะเป็นเลนส์นูน และเลนส์ตาจะเป็นจากเลนส์เว้า ซึ่งข้อดีของการใช้ระบบเลนส์แบบนี้คือภาพที่ได้จะเป็นภาพหัวตั้งโดยไม่ต้อง ใช้อุปกรณ์อื่นมาช่วย แต่ข้อเสียของการใช้เลนส์เว้าเป็นเลนส์ตาคือระบบกล้องจะมีมุมมองภาพที่แคบ มาก ต่อมา โยฮันเนส เคปเลอร์ได้ ใช้เลนส์นูนเป็นเลนส์ตาของกล้องโทรทรรศน์แทน ซึ่งทำให้ระบบกล้องโทรทรรศน์ให้ภาพกลับหัว และมีมุมมองภาพกว้างขึ้น ระบบเลนส์แบบนี้ได้ถูกพัฒนาอย่างต่อเนื่อง และใช้งานมาจนถึงปัจจุบัน

ข้อดีของกล้องโทรทรรศน์ชนิดนี้คือเป็นกล้องที่สร้างได้ง่ายและมีราคา เริ่มต้นที่ถูก และเมื่อมีขนาดของหน้ากล้องหรือขนาดของเลนส์วัตถุเท่ากันกล้องชนิดนี้เป็น กล้องชนิดที่สามารถให้แสงผ่านเข้าเลนส์ได้มากที่สุดเพราะไม่มีอะไรมาบังหน้า กล้องอยู่ จึงทำให้แสงผ่านเข้ากล้องได้มากกว่า 99 เปอร์เซ็นต์ทีเดียว อีกทั้งยังเก็บรักษาได้ง่ายเพราะเนื่องจากมีเลนส์ปิดหัวปิดท้ายกล้อง ทำให้ความชื้นหรือฝุ่นไม่สามารถเข้าไปในกล้องได้โดยง่าย จึงเหมาะอย่างยิ่งสำหรับมือสมัครเล่นทั่วไป แต่กล้องชนิดนี้หากมีหน้ากล้องที่ใหญ่ขึ้นจะทำให้มีราคาแพงขึ้นจากกล้องชนิด อื่นมาก และสามารถผลิตได้ขนาดหน้ากล้องเล็ก และ เลนส์ที่มีคุณภาพไม่ดีมักจะมีความคลาดสีของเลนส์ เพราะดัชนีความหักเหของแสงไม่ เท่ากันทำให้แสงสีต่าง ๆ มักมีจุดโฟกัสไม่เท่ากันและเกิดรุ้งบริเวณขอบภาพในที่สุด วิธีการแก้ปัญหาในอดีตได้พยายามแก้ปัญหามานานแล้ว โดยการเพิ่มความยาวโฟกัสเลนส์วัตถุจนทำให้มีความคลาดสีน้อยลงแต่ยุ่งยากมาก และไม่สะดวกเป็นอย่างยิ่ง

กล้องโทรทรรศน์ชนิดสะท้อนแสง

 

กล้องโทรทรรศน์ชนิดสะท้อนแสงสร้างได้สำเร็จครั้งแรกในปี ค.ศ. 1668 โดย ไอแซค นิวตันซึ่งในตอนนั้นถือเป็นเรื่องที่ใหม่มากสำหรับวงการดาราศาสตร์ในสมัยนั้น หลักการทำงานของกล้องสะท้อนแสงจะใช้กระจกเว้าสะท้อน แสงแทนที่จะใช้เลนส์ในการหักเหแสง โดยยังมีหลักการที่คล้ายคลึงอยู่บ้างคือ จะใช้กระจกเว้าที่มีความยาวโฟกัสยาว (เหมือนเลนส์วัตถุของกล้องหักเหแสง) สะท้อนแสงจากวัตถุเข้าที่กระจกรองซึ่งจะสะท้อนแสงของวัตถุเข้าที่เลนส์ตาและ เข้าตาของผู้ใช้ในที่สุด โดยกล้องชนิดนี้มีข้อดีคือกล้องสามารถที่จะผลิตให้มีขนาดหน้ากล้องใหญ่มาก ๆ ได้ซึ่งจะทำให้สำรวจวัตถุที่จางบนท้องฟ้าได้ดีขึ้น และเมื่อเทียบกับกล้องหักเหแสงหากหน้ากล้องเท่ากันแล้วกล้องแบบสะท้อนแสงจะ มีราคาถูกกว่ามาก แต่ทั้งนี้ก็มีราคาเริ่มต้นที่ไม่ถูกนักเหมือนกับกล้องหักเหแสง และกล้องชนิดนี้ยังสามารถใช้สำรวจช่วงคลื่นได้หลากหลายกว่ากล้องหักเหแสง เพราะช่วงคลื่นเหล่านั้นจะไม่ถูกดูดซับโดยแก้วของเลนส์อีก ทั้งยังไม่พบปัญหาเรื่องความคลาดสีของกล้องหักเหแสงออกไปจนหมดเพราะกล้องใช้ หลักการการสะท้อนจะไม่มีปัญหาเรื่องความคลาดสีเข้ามาเกี่ยวข้อง

แต่กล้องชนิดนี้มีข้อเสียคือตรงหน้ากล้องจะมีกระจกรองบังหน้ากล้องอยู่ (เพื่อสะท้อนแสงจากกระจกเว้าเข้าสู่เลนส์ตา) จึงทำให้แสงผ่านเข้าได้น้อยลงและทำให้ภาพมืดลงด้วยด้วยสาเหตุนี่กล้องชนิด สะท้อนแสงจะต้องมีขนาดหน้ากล้องใหญ่เพื่อชดเชยข้อเสียดังกล่าวและจะทำให้ ราคาแพงขึ้นด้วยแต่ถึงอย่างไรก็ดีผู้ศึกษามักจะนิยมใช้กล้องสะท้อนแสง มากกว่ากล้องหักเหแสงเพราะมีราคาที่ถูกกว่าเมื่อหน้ากล้องเท่ากันและสามารถ เลือกซื้อกล้องที่มีหน้ากล้องใหญ่ ๆ ได้

 

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล 

 

คือ กล้องโทรทรรศน์ในวงโคจรของโลกที่กระสวยอวกาศดิสคัฟเวอรีนำส่งขึ้นสู่วงโคจรเมื่อเดือนเมษายน ค.ศ. 1990 ตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันชื่อ เอ็ดวิน ฮับเบิล กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลไม่ได้เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศตัวแรกของโลก แต่มันเป็นหนึ่งในเครื่องมือวิทยาศาสตร์ที่สำคัญที่สุดในประวัติศาสตร์การศึกษาดาราศาสตร์ที่ทำให้นักดาราศาสตร์ค้นพบปรากฏการณ์สำคัญต่าง ๆ อย่างมากมาย กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลเกิดขึ้นจากความร่วมมือระหว่างองค์การนาซาและองค์การอวกาศยุโรป โดยเป็นหนึ่งในโครงการหอดูดาวเอกขององค์การนาซาที่ประกอบด้วย กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล กล้องรังสีแกมมาคอมป์ตัน กล้องรังสีเอกซ์จันทรา และกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์

 ดาวเทียม 

 (อังกฤษ: satellite) คือ สิ่งประดิษฐ์ที่มนุษย์คิดค้นขึ้น ที่สามารถโคจรรอบโลก โดยอาศัยแรงดึงดูดของโลก ส่งผลให้สามารถโคจรรอบโลกได้ในลักษณะเดียวกันกับที่ดวงจันทร์โคจรรอบโลก และโลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ วัตถุประสงค์ของสิ่งประดิษฐ์นี้เพื่อใช้ ทางการทหาร การสื่อสาร การรายงานสภาพอากาศ การวิจัยทางวิทยาศาสตร์เช่นการสำรวจทางธรณีวิทยาสังเกตการณ์สภาพของอวกาศ โลก ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และดาวอื่นๆ รวมถึงการสังเกตวัตถุ และดวงดาว ดาราจักร ต่างๆ

ความสัมพันธ์ระหว่างระดับสูงของดาวเทียมกับคาบวงโคจรรอบโลก

ความสูงจากผิวโลก (กิโลเมตร)	ความเร็วในวงโคจร (กิโลเมตรต่อชั่วโมง)	คาบเวลาในการโคจรรอบโลก 1 รอบ
160 1,609 35,786	28,102 25,416 11,052	1 ชั่วโมง 27.7 นาที 1 ชั่วโมง 57.5 นาที 24 ชั่วโมง

ประเภทของดาวเทียม แบ่งเป็น 5 ชนิดคือ

1. ดาวเทียมสื่อสาร
2. ดาวเทียมสำรวจ
3. ดาวเทียมพยากรณ์อากาศ
4. ดาวเทียมทางการทหาร
5. ดาวเทียมด้านวิทยาศาสตร์

ยานอวกาศ 

คือพาหนะหรืออุปกรณ์ที่ออกแบบมาเพื่อใช้ทำงานในอวกาศเหนือ ผิวโลก ยานอวกาศนี้อาจเป็นได้ทั้งแบบมีคนบังคับหรือแบบไม่มีคนบังคับก็ได้ สำหรับภารกิจของยานอวกาศนี้จะมีทั้ง การสื่อสารทั่วไป, การสำรวจโลก, การทำเส้นทาง เป็นต้น บางทีคำว่ายานอวกาศนี้ยังใช้เรียกอธิบาย ดาวเทียม ได้ด้วยเช่นกัน

เชื้อเพลิงที่ใช้ในการส่งยานอวกาศเป็นเชื้อเพลิง

           ในปี พ.ศ. 2446 ไชออลคอฟสกี (Tsiolkovaki) ชาวรัสเซีย  ค้นคว้าเกี่ยวกับเชื้อเพลิงสำหรับใช้ในเครื่องยนต์จรวด   เสนอว่าการใช้เชื้อเพลิงแข็งอย่างเดียวจะไม่มีแรงขับดันสูงพอที่จะนำยาน อวกาศพ้นจากพื้นโลกขึ้นสู่อวกาศได้   ควรใช้เชื้อเพลิงเหลว   ซึ่งแยกเชื้อเพลิงและสารที่ช่วยในการเผาไหม้ออกจากกันการนำจรวดมาต่อเป็น ชั้นๆ   จะช่วยลดมวลของจรวดลงเพราะว่าจรวดชั้นแรกใช้เชื้อเพลิงหมดก็ปลดทิ้งไป   และให้จรวดชั้นต่อไปทำหน้าที่ต่อ   จนถึงจรวดชั้นสุดท้ายที่ติดกับดาวเทียมหรือยานอวกาศ   จะมีความเร็วสุดท้ายพอที่จะเอาชนะแรงดึงดูดของโลกขึ้นสู่อวกาศได้
          หลักการส่งยานอวกาศของไวออลคอฟสกีถือเป็นหลักการสำคัญในการเดินทางสู่อวกาศ
          ในปี พ.ศ. 2469 โรเบิร์ต กอดดาร์ด (Robert Goddard) ชาวอเมริกัน   ประสบความสำเร็จในการสร้างจรวดเชื้อเพลิงเหลว   โดยใช้ออกซิเจนเหลวเป้นสารที่ช่วยในการเผาไหม้อยู่ในถังหนึ่ง   และไฮโดรเจนเหลวเป็นเชื้อเพลิงอยู่ในอีกถังหนึ่ง
          ได้มีการพัฒนาจรวดเชื้อเพลิงเหลวมาเป็นลำดับ   กระทั่งสหภาพโซเวียตประสบความสำเร็จในการใช้จรวดสามท่อนสำหรับส่งยานอวกาศ   หรือดาวเทียมที่มีน้ำหนักมากขึ้นสู่อวกาศ   เนื่องจากการแข่งขันกันระหว่างประเทศมหาอำนาจ

ระบบการขนส่งอวกาศ 

ถูกพัฒนาและออกแบบให้สามารถนำชิ้นส่วนบางอย่างที่ใช้แล้วกลับมาใช้ใหม่ให้มากที่สุด ระบบขนส่งอวกาศประกอบด้วย 3 ส่วนหลัก คือ จรวดเชื้อเพลิงแข็ง ถังเชื้อเพลิงภายนอกและยานขนส่งอวกาศ มวลรวมเมื่อ ขึ้นจากฐานประมาณ 2,041,200 กิโลกรัม มวลเมื่อยานร่อนลงจอดประมาณ 96,163 กิโลกรัม 

สถานีอวกาศนานาชาติ 

(อังกฤษ: International Space Station; ISS) เป็นห้องทดลองและสถานอำนวยความสะดวกสำหรับงานค้นคว้าวิจัยในระดับนานาชาติซึ่งถูกประกอบขึ้นในวงโคจรต่ำของโลก การก่อสร้างเริ่มต้นขึ้นตั้งแต่ปี ค.ศ. 1998 และมีแผนดำเนินการเสร็จสิ้นในปี ค.ศ. 2012 ขณะที่การปฏิบัติการจะดำเนินต่อไปอย่างน้อยจนถึงปี ค.ศ. 2020 หรืออาจเป็นไปได้ถึงปี ค.ศ. 2028 เราสามารถมองเห็นสถานีอวกาศนานาชาติได้ด้วยตาเปล่าจากพื้นโลก เนื่องจากสถานีอวกาศแห่งนี้เป็นสิ่งก่อสร้างที่ใหญ่ที่สุดที่อยู่ในระดับวงโคจรของโลก โดยมีมวลมากกว่าสถานีอวกาศใดๆที่มนุษย์เคยสร้างมาก่อนหน้านี้ทั้งหมด สถานีอวกาศนานาชาติทำหน้าที่เป็นห้องทดลองวิจัยอย่างถาวรในอวกาศ ทำการทดลองด้านต่าง ๆ ได้แก่ ชีววิทยา ชีววิทยามนุษย์ ฟิสิกส์ ดาราศาสตร์ และ อุตุนิยมวิทยา ซึ่งต้องอาศัยการทดลองในสภาวะที่มีแรงโน้มถ่วงน้อยมากๆ สถานีอวกาศแห่งนี้ยังทำหน้าที่เป็นสถานที่ทดสอบสำหรับระบบกระสวยอวกาศที่มี ประสิทธิภาพและเชื่อถือได้ ซึ่งจำเป็นต้องใช้สำหรับปฏิบัติการระยะยาวเพื่อการไปสู่ดวงจันทร์และดาวอังคาร การทดลองและการบริหารสถานีอวกาศนานาชาติดำเนินการโดยคณะนักบินอวกาศซึ่งอยู่ปฏิบัติหน้าที่ในระยะยาว สถานีเริ่มปฏิบัติการนับแต่ลูกเรือถาวรคณะแรก คือ เอ็กซ์เพดิชั่น 1 ที่ไปถึงสถานีอวกาศตั้งแต่ 2 พฤศจิกายน ค.ศ. 2000 จนถึงเดือนมิถุนายน ค.ศ. 2011 คณะลูกเรือชุด เอ็กซ์เพดิชั่น 28 อยู่ในระหว่างปฏิบัติหน้าที่นับรวมแล้วปฏิบัติการนี้ได้ดำเนินการมาเป็นเวลากว่า 10 ปี และถือเป็นสถิติการอยู่อาศัยของมนุษย์ในอวกาศโดยไม่ขาดความต่อเนื่องที่ยาว นานที่สุดอีกด้วย

 

บทที่ 7 ระบบสุริยะ

          ระบบสุริยะ ประกอบด้วยดวงอาทิตย์และวัตถุอื่นๆ ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ เช่น ดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อย ดาวหาง และดาวบริวาร โลกเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 3 โดยทั่วไป ถ้าให้ถูกต้องที่สุดควรเรียกว่า ระบบดาวเคราะห์ เมื่อกล่าวถึงระบบที่มีวัตถุต่างๆ โคจรรอบดาวฤกษ์

          ระบบสุริยะ คือระบบดาวที่มีดาวฤกษ์เป็นศูนย์กลาง และมีดาวเคราะห์ (Planet) เป็นบริวารโคจรอยู่โดยรอบ เมื่อสภาพแวดล้อมเอื้ออำนวย ต่อการดำรงชีวิต สิ่งมีชีวิตก็จะเกิดขึ้นบนดาวเคราะห์เหล่านั้น หรือ บริวารของดาวเคราะห์เองที่เรียกว่าดวงจันทร์ (Satellite) นักดาราศาสตร์เชื่อว่า ในบรรดาดาวฤกษ์ทั้งหมดกว่าแสนล้านดวงในกาแลกซี่ทางช้างเผือก ต้องมีระบบสุริยะที่เอื้ออำนวยชีวิตอย่าง ระบบสุริยะที่โลกของเราเป็นบริวารอยู่อย่างแน่นอน

          เพียงแต่ว่าระยะ ทางไกลมากเกินกว่าความสามารถในการติดต่อจะทำได้ถึงที่โลกของเราอยู่เป็นระบบ ที่ประกอบด้วย ดวงอาทิตย์ (The sun) เป็นศูนย์กลาง มีดาวเคราะห์ (Planets) 9 ดวง ที่เราเรียกกันว่า ดาวนพเคราะห์ ( นพ แปลว่า เก้า) เรียงตามลำดับ จากในสุดคือ ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร ดาวพฤหัส ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส ดาวเนปจูน ดาวพลูโต ( ตอนนี้ไม่มีพลูโตแร้ว เหลือแค่ 8 ดวง )

          และ ยังมีดวงจันทร์บริวารของ ดวงเคราะห์แต่ละดวง (Moon of sattelites) ยกเว้นเพียง สองดวงคือ ดาวพุธ และ ดาวศุกร์ ที่ไม่มีบริวาร ดาวเคราะห์น้อย (Minor planets) ดาวหาง (Comets) อุกกาบาต (Meteorites) ตลอดจนกลุ่มฝุ่นและก๊าซ ซึ่งเคลื่อนที่อยู่ในวงโคจร ภายใต้อิทธิพลแรงดึงดูด จากดวงอาทิตย์ ขนาดของระบบสุริยะ กว้างใหญ่ไพศาลมาก เมื่อเทียบระยะทาง ระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์

          ซึ่งมีระยะทาง ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 1au.(astronomy unit) หน่วยดาราศาสตร์ กล่าวคือ ระบบสุริยะมีระยะทางไกลไปจนถึงวงโคจร ของดาวพลูโต ดาว เคราะห์ที่มีขนาดเล็กที่สุด ในระบบสุริยะ ซึ่งอยู่ไกล เป็นระยะทาง 40 เท่าของ 1 หน่วยดาราศาสตร์ และยังไกลห่างออก ไปอีกจนถึงดงดาวหางอ๊อต (Oort's Cloud) ซึ่งอาจอยู่ไกลถึง 500,000 เท่า ของระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ด้วย ดวงอาทิตย์มีมวล มากกว่าร้อยละ 99 ของมวลทั้งหมดในระบบสุริยะที่เหลือ

          นอก นั้นจะเป็นมวลของ เทหวัตถุต่างๆ ซึ่งประกอบด้วยดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อย ดาวหาง และอุกกาบาต รวมไปถึงฝุ่นและก๊าซ ที่ล่องลอยระหว่าง ดาวเคราะห์ แต่ละดวง โดยมีแรงดึงดูด (Gravity) เป็นแรงควบคุมระบบสุริยะ ให้เทหวัตถุบนฟ้าทั้งหมด เคลื่อนที่เป็นไปตามกฏแรง แรงโน้มถ่วงของนิวตัน ดวงอาทิตย์แพร่พลังงาน ออกมา ด้วยอัตราประมาณ 90,000,000,000,000,000,000,000,000 แคลอรีต่อวินาที

          เป็น พลังงานที่เกิดจากปฏิกริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ โดยการเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ซึ่งเป็นแหล่งความร้อนให้กับดาว ดาวเคราะห์ต่างๆ ถึงแม้ว่าดวงอาทิตย์ จะเสียไฮโดรเจนไปถึง 4,000,000 ตันต่อวินาทีก็ตาม แต่นักวิทยาศาสตร์ก็ยังมีความเชื่อว่าดวงอาทิตย์ จะยังคงแพร่พลังงานออกมา ในอัตราที่เท่ากันนี้ได้อีกนานหลายพันล้านปี

 

          ชื่อของดาว เคราะห์ทั้ง 9 ดวงยกเว้นโลก ถูกตั้งชื่อตามเทพของชาวกรีก เพราะเชื่อว่าเทพเหล่านั้นอยู่บนสรวงสวรค์ และเคารพบูชาแต่โบราณกาล ในสมัยโบราณจะรู้จักดาวเคราะห์เพียง 5 ดวงเท่านั้น(ไม่นับโลกของเรา) เพราะสามารถเห็นได้ ด้วยตาเปล่าคือ ดาวพุธ ดาวศุกร์ ดาวอังคาร ดาวพฤหัส ดาวเสาร์ ประกอบกับดวงอาทิตย์ และดวงจันทร์ รวมเป็น 7 ทำให้เกิดวันทั้ง 7 ในสัปดาห์นั่นเอง และดาวทั้ง 7 นี้จึงมีอิทธิพลกับดวงชะตาชีวิตของคนเราตามความเชื่อถือทางโหราศาสตร์ ส่วนดาวเคราะห์อีก 3 ดวง คือ ดาวยูเรนัส ดาวเนปจูน ดาวพลูโต ถูกค้นพบภายหลัง แต่นักดาราศาสตร์ก็ตั้งชื่อตามเทพของกรีก เพื่อให้สอดคล้องกันนั่นเอง

สะเก็ดดาว

คือ เศษวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ มีขนาดตั้งแต่ก้อนหินขนาดใหญ่ลงไปถึงผงฝุ่น เมื่อสะเก็ดดาวเคลื่อนที่เข้าสู่บรรยากาศของโลก (หรือของดาวเคราะห์อื่น) ทำให้เกิดความร้อนและแสงสว่างมองเห็นเป็นดาวตก คนทั่วไปมักเข้าใจว่าแสงสว่างนี้เกิดจากความเสียดทานระหว่างสะเก็ดดาวกับบรรยากาศ แต่ในความเป็นจริง กระบวนการหลักของการเกิดดาวตก คือ การแตกตัวเป็นไอออน (ionization) ของอนุภาคในบรรยากาศ หากสะเก็ดดาวมีขนาดใหญ่ วัตถุที่ตกลงถึงพื้นดิน เรียกว่า อุกกาบาต (meteorite) สะเก็ดดาวที่ลุกไหม้จนหมดในชั้นบรรยากาศของโลกเรียกว่า ดาวตก หรือ ผีพุ่งไต้ (meteor) ดาวตกที่สว่างมาก ๆ คือสว่างกว่าดาวศุกร์ อาจเรียกว่าลูกไฟ (fireball) สะเก็ดดาวจำนวนมากเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในฝนดาวตก

การแบ่งกลุ่มดาวเคราะห์ตามวงโคจร

• ดาวเคราะห์ช้ันใน (Inferior Planets) หมายถึง ดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าโลก ได้แก่ ดาวพุธ และดาวศุกร์  เราจึงมองเห็นเคราะห์จึงมองเห็นดาวเคราะห์วงในอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ เหนือขอบฟ้าด้านทิศตะวันตกเวลาพลบค่ำ หรือเหนือขอบฟ้าด้านทิศตะวันออกเวลารุ่งเช้าเท่านั้น โดยดาวพุธจะห่างจากดวงอาทิตย์ไม่เกิน 28° และดาวศุกร์อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ไม่เกิน 44° (Greatest elongation) ดังภาพที่ 1  เมื่อใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องดู ดาวเคราะห์ทั้งสองจะปรากฏให้เห็นเป็นเสี้ยวสว่างซึ่งมีขนาดเปลี่ยนไปในแต่ละ คืน ขึ้นอยู่กับระยะห่างจากโลก และแสงเงาจากดวงอาทิตย์ ดังภาพที่ 2 

ภาพที่ 3 ขนาดปรากฏของดาวศุกร์

• ดาวเคราะห์วงนอก (Superior Planets)  หมาย ถึง ดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลดวงอาทิตย์มากกว่าโลก ได้แก่ ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน  ดาวเคราะห์ชั้นนอกสามารถปรากฏให้เห็นตอนกลางคืนในช่วงเวลาใดก็ได้  ไม่จำเป็นต้องอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์เวลาขึ้นหรือตก เมื่อส่องดูด้วยกล้องโทรทรรศน์จะเห็นว่า ดาวเคราะห์ชั้นนอกปรากฏให้เห็นเป็นวงค่อนข้างกลมและมีขนาดค่อนข้างคงที่ เนื่องจากอยู่ไกลจากโลกมากว่าดวงอาทิตย์ จึงหันด้านที่สะท้อนแสงอาทิตย์เข้าสู่โลกเสมอ  

การแบ่งกลุ่มดาวเคราะห์ตามองค์ประกอบ

        ในยุคอวกาศ นัก ดาราศาสตร์จำแนกประเภทดาวเคราะห์ ตามลักษณะทางกายภาพซึ่งได้ข้อมูลมาจากยานอวกาศ ซึ่งแบ่งออกเป็นดาวเคราะห์ชั้นในและดาวเคราะห์ชั้นนอก 

ภาพที่ 3 ดาวเคราะห์ชั้นในและดาวเคราะห์ชั้นนอก 

• ดาวเคราะห์ช้ันใน (Inner Planets) หรือ ดาวเคราะห์แข็ง (Terrestrial planets) หมายถึง ดาวเคราะห์ที่มีพื้นผิวเป็นของแข็ง ได้แก่ ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก และดาวอังคาร เป็นดาวเคราะห์ที่มีขนาดเล็กและมีมวลน้อย เนื่องจากบรรยากาศที่ห่อหุ้มดาวถูกทำลายโดยรังสีคลื่นสั้นและอนุภาคพลังงาน สูงที่มากับลมสุริยะ จึงเหลือแต่พื้นผิวที่เป็นของแข็ง

ภาพที่ 4 โครงสร้างของดาวเคราะห์ชั้นนอก

ดาวเคราะห์ชั้นนอก (Outer Planets) หรือ ดาวเคราะห์แก๊ส (Giant Gas Planets) หมายถึง ดาวเคราะห์ที่มีบรรยากาศหนาแน่น ได้แก่ ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน เป็นดาวเคราะห์ทีี่มีขนาดใหญ่และมีมวลมาก เนื่องจากอยู่ห่างไกลจากอิทธิพลของรังสีและลมสุริยะ บรรยากาศจึงสามารถคงอยู่ได้อย่างหนาแน่น  ดาวเคราะห์ชั้นนอกมีมวลมากจึงมีแรงโน้มถ่วงสูง ทำให้ดึงดูดสสารทั้งหลายมาสะสมไว้ภายใน และเป็นดวงจันทร์บริวาร  สนามแรงโน้มถ่วงความเข้มสูงทำให้เกิดแรงไทดัลบนวัตถุที่เข้ามาใกล้่ แล้วแตกสลายกลายเป็นวงแหวน  

 ลมสุริยะ

คือ กระแสของอนุภาคประจุไฟฟ้าที่ถูกปล่อยออกมาจากชั้นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตย์สู่อวกาศ ส่วนใหญ่ประกอบด้วยอิเล็กตรอนและโปรตอน ซึ่งมีพลังงานเฉลี่ยอยู่ระหว่าง 10-100 eV กระแสอนุภาคเหล่านี้มีอุณหภูมิและความเร็วที่แตกต่างกันออกไปตามช่วงเวลา กระแสอนุภาคจะหลุดออกพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ได้เนื่องจากมีพลังงานจลน์และอุณหภูมิโคโรนาที่สูงมาก

ลมสุริยะทำให้เกิดเฮลิโอสเฟียร์ คือฟองอากาศขนาดใหญ่ในมวลสารระหว่างดาวที่ครอบคลุมระบบสุริยะเอาไว้ ลมสุริยะยังทำให้เกิดปรากฏการณ์อื่นที่เกี่ยวข้องได้แก่ พายุแม่เหล็กโลก (geomagnetic storm) ซึ่งเป็นต้นเหตุทำให้ไฟฟ้าบนโลกใช้การไม่ได้บางครั้งบางคราว, ออโรรา (หรือปรากฏการณ์แสงเหนือ-แสงใต้) และหางพลาสมาของดาวหางที่จะชี้ออกไปจากดวงอาทิตย์เสมอ

พายุสุริยะ

เป็นปรากฏการณ์หนึ่งที่เกิดจากการที่ผิวดวงอาทิตย์ระเบิดขึ้นมาที่เรียกว่า "การระเบิดลุกจ้า" ซึ่งทำให้อนุภาคประจุไฟฟ้าพุ่ง ออกมาจำนวนมหาศาล ประจุไฟฟ้าที่พุ่งออกมานี้จะรบกวนระบบการสื่อสารมีผลทำให้การสื่อสารระยะไกล เป็นอัมพาต ทำให้เครื่องบินไม่สามารถติดต่อกับหอบังคับการได้ โทรศัพท์มือถือใช้งานไม่ได้รวมไปถึงดาวเทียมเสียหาย การทำนายความรุนแรงของพายุสุริยะสามารถทำได้โดยตรวจสอบจุดมืดดวงอาทิตย์ เนื่องจากจุดดำเกิดจากความแปรปรวนของสนามแม่เหล็ก เมื่อมีจุดมืดมากขึ้นก็จะส่งผลให้อนุภาคกระแสไฟฟ้าเพิ่มมากขึ้นส่งผลให้เกิดความรุนแรงเพิ่มมากขึ้น

บทที่ 6 ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ (อังกฤษ: star) คือวัตถุท้องฟ้าที่เป็นก้อนพลาสมาสว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานหลัก ของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบนทรงกลมท้องฟ้าจะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาว และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานในการตั้งชื่อดาวฤกษ์

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ 

 

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์เริ่มต้นขึ้นตั้งแต่การพังทลายของแรงโน้มถ่วงของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ (GMC) เมฆโมเลกุลโดยมากจะมีขนาดกว้างประมาณ 100 ปีแสง และมีมวลประมาณ 6,000,000 มวลดวงอาทิตย์ เมื่อแรงโน้มถ่วงพังทลายลง เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์จะแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย แก๊สจากเศษเมฆแต่ละส่วนจะปล่อยพลังงานศักย์จากแรงโน้มถ่วงออกมากลายเป็นความร้อน เมื่ออุณหภูมิและความดันเพิ่มสูงขึ้น เศษซากจะอัดแน่นมากขึ้นกลายเป็นรูปทรงกลมหมุนของแก๊สที่ร้อนจัด รู้จักกันในชื่อว่า ดาวฤกษ์ก่อนเกิด (protostar)^[1]

ดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่มีมวลน้อยกว่า 0.08 มวลดวงอาทิตย์จะไม่สามารถทำอุณหภูมิได้สูงพอให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจนได้ ดาวเหล่านี้จะกลายเป็นดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลมากกว่า 13 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี (ประมาณ 2.5 × 10²⁸ กก.) จะสามารถทำให้ดิวเทอเรียมหลอม ละลายได้ นักดาราศาสตร์จำนวนหนึ่งจะเรียกเฉพาะวัตถุทางดาราศาสตร์ที่มีคุณสมบัติดัง กล่าวว่าเป็นดาวแคระน้ำตาล แต่วัตถุอื่นที่ใหญ่กว่าดาวฤกษ์แต่เล็กกว่าดาวประเภทนี้จะเรียกว่าเป็นวัตถุ กึ่งดาว (sub-stellar object) แต่ไม่ว่าจะเป็นดาวประเภทใด ดิวเทอเรียมจะหลอมเหลวได้หรือไม่ ต่างก็ส่องแสงเพียงริบหรี่และค่อยๆ ตายไปอย่างช้าๆ อุณหภูมิของมันลดลงเรื่อยๆ ตลอดช่วงเวลาหลายร้อยล้านปี

สำหรับดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่มีมวลมากกว่า อุณหภูมิที่แกนกลางสามารถขึ้นไปได้สูงถึง 10 เมกะเคลวิน ทำให้เริ่มต้นปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน และทำให้ไฮโดรเจนสามารถหลอมเหลวดิวเทอเรียมและฮีเลียมได้ สำหรับดาวที่มีมวลมากกว่า 1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ กระบวนการวงรอบ CNO จะทำให้เกิดองค์ประกอบสำคัญในการสร้างพลังงาน และทำให้ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันดำเนินไปต่อเนื่องอย่างรวดเร็วจนกระทั่งเข้าสู่สภาวะสมดุลของไฮโดรสแตติกส์ คือการที่พลังงานที่ปลดปล่อยจากแกนกลางทำให้เกิด "แรงดันการแผ่รังสี" ที่สมดุลกับมวลของดาวฤกษ์ ซึ่งจะป้องกันการยุบตัวจากแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์นั้นก็จะเข้าสู่สภาวะที่เสถียร และเริ่มดำเนินไปตามแถบลำดับหลักของมันบนเส้นทางวิวัฒนาการ

ดาวฤกษ์เกิดใหม่จะเข้ามาอยู่ในช่วงหนึ่งช่วงใดบนแถบลำดับหลักตามไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ โดยที่ประเภทสเปกตรัมของแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ดวงนั้น ดาวแคระแดงมวลน้อยที่มีขนาดเล็กและอุณหภูมิค่อนข้างต่ำจะเผาผลาญไฮโดรเจนอย่างช้าๆ และอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานเป็นเวลาหลายแสนล้านปี ขณะที่ดาวยักษ์อุณหภูมิสูงและมีมวลมากจะออกจากแถบลำดับหลักไปในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ดาวฤกษ์ขนาดกลางเช่นดวงอาทิตย์ของ เราจะอยู่บนแถบลำดับหลักได้ประมาณ 1 หมื่นล้านปี เชื่อว่าปัจจุบันดวงอาทิตย์อยู่ในช่วงกึ่งกลางของอายุของมันแล้ว แต่อย่างไรก็ยังคงอยู่บนแถบลำดับหลักอยู่

ดวงอาทิตย์

 

เป็นดาวฤกษ์ที่เป็นศูนย์กลางของระบบสุริยะของเรา ดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์แคระ ดาวเคราะห์น้อย และดาวหาง ล้วนแล้วแต่โคจรรอบดวงอาทิตย์ทั้งสิ้น ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่สำคัญยิ่งต่อโลก เช่น ให้พลังงานแก่พืชในรูปของแสง และพืชก็เปลี่ยนแสงให้เป็นพลังงานในการตรึงแก๊สคาร์บอนไดออกไซด์ให้เป็น น้ำตาล ตลอดจนทำให้โลกมีสภาวะอากาศหลากหลาย เอื้อต่อการดำรงชีวิต

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยไฮโดรเจนอยู่ร้อยละ 74 โดยมวล ฮีเลียมร้อยละ 25 โดยมวล และธาตุอื่น ๆ ในปริมาณเล็กน้อย ดวงอาทิตย์จัดอยู่ในสเปกตรัม G2V ซึ่ง G2 หมายความว่าดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 5,780 เคลวิน (ประมาณ 5,515 องศาเซลเซียส หรือ 9,940 องศาฟาเรนไฮ) ดวงอาทิตย์จึงมีสีขาว แต่เห็นบนโลกเป็นสีเหลือง เนื่องจากการกระเจิงของแสง ส่วน V (เลข 5) บ่งบอกว่าดวงอาทิตย์อยู่ในลำดับหลัก ผลิตพลังงานโดยการหลอมไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม และอยู่ในสภาพสมดุล ไม่ยุบตัวหรือขยายตัว

ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากศูนย์กลางดาราจักรทางช้างเผือกเป็น ระยะทางโดยประมาณ 26,000 ปีแสง ใช้เวลาโคจรครบรอบดาราจักรประมาณ 225-250 ล้านปี มีอัตราเร็วในวงโคจร 215 กิโลเมตรต่อวินาที หรือ 1 ปีแสง ทุก ๆ 1,400 ปี

ความสว่างและอันดับความสว่างของดาวฤกษ์

ความสว่างของดาวฤกษ์เป็นพลังงานแสงทั้งหมดที่แผ่ออกมาใน 1 วินาที ส่วนอันดับความสว่างเป็นตัวเลขที่กำหนดขึ้น โดยกำหนดให้ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเมื่อมองด้วยตาเปล่า มีอันดับความสว่างเป็น 1 ส่วนดาวฤกษ์ที่มองเห็นแสงสว่างริบหรี่ มีอันดับความสว่างเป็น 6 ดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 1 ความสว่างจะต่างกันประมาณ 2.5 เท่า

- ความสว่าง (brightness) ของดาว คือ พลังงานแสงจากดาวที่ตกบน 1 หน่วยพื้นที่ ในเวลา 1 วินาที

- อันดับความสว่าง (brightness) ของดาวฤกษ์ เป็นตัวเลขที่กำหนดขึ้นเพื่อแสดงการรับรู้ความสว่างของผู้สังเกตดาวฤกษ์ด้วย ตาเปล่า ดาวที่มองเห็นสว่างที่สุดมีอันดับความสว่างเป็น 1 และดาวที่เห็นสว่างน้อยที่สุดมีอันตับความสว่างเป็น 6 นั่นคือดาวยิ่งมีความสว่างน้อย อันดับความสว่างยิ่งสูงขึ้น หรืออยู่อันดับท้าย ๆ ส่วนดาวสว่างมากอยู่อันดับต้น ๆ

 

 - ดาวซีรีอัสเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้าเวลากลางคืน

- ส่วนดาวเคราะห์ที่สว่างที่สุด คือ ดาวศุกร์

ถ้าอันดับความสว่างของดาวต่างกัน n แสดงว่าดาวทั้งสองดวงจะสว่างต่างกัน (2.512)n เท่า ดังตาราง

- ดาวฤกษ์ริบหรี่ที่สุดที่มองเห็นได้ในเมืองใหญ่มีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ ริบหรี่ที่สุดที่อาจมองเห็นได้ในชนบท 16 เท่า ซึ่งคำนวณได้ดังนี้

ดาวฤกษ์ทั้งสองดวงมีอันดับความสว่างต่างกัน 3 ดังนั้น ความสว่างจะต่างกัน ประมาณ 16 เท่า 

สีและอุณหภูมิของดาวฤกษ์

 ดาวฤกษ์ที่ปรากฏบนท้องฟ้าจะมีสีต่างกัน เมื่อศึกษาอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์จะพบว่า สีของดาวฤกษ์มีความสัมพันธ์กับอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์ด้วย นักดาราศาสตร์แบ่งชนิดของดาวฤกษ์ตามสีและอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์ได้ 7 ชนิด คือ O B A F G K และ M แต่ละชนิดจะมีสีและอุณหภูมิผิวดังตารางต่อไปนี้

สีของดาวฤกษ์นอกจากจะบอกอุณหภูมิของดาวฤกษ์แล้ว ยังสามารถบอกอายุของดาวฤกษ์ด้วย ดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยจะมีอุณหภูมิที่ผิวสูงและมีสีน้ำเงิน ส่วนดาวฤกษ์ที่มีอายุมากใกล้ถึงจุดสุดท้ายของชีวิตจะมีสีแดงที่ เรียกว่า ดาวยักษ์แดง มีอุณหภูมิผิวต่ำ ดาวฤกษ์แต่ละดวงจะมีสิ่งที่เหมือนกัน คือ องค์ประกอบหลัก ได้แก่ ธาตุไฮโดรเจน และธาตุฮีเลียม พลังงานของดาวฤกษ์ทุกดวงเกิดจากปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์ที่แก่นกลาง ของดาว แต่สิ่งที่ต่างกันของดาวฤกษ์ ได้แก่ มวล อุณหภูมิผิว ขนาด อายุ ระยะห่างจากโลก สี ความสว่าง ธาตุที่เป็นองค์ประกอบ และวิวัฒนาการที่ต่างกัน 

ชนิดสีดาวฤกษ์และอุณหภูมิ

 

ระยะทางในดาราศาสตร์ 

ระยะทาง 1 หน่วยดารา ศาสตร์ ( Astronomical Unit , A.U. ) คือ ระยะทางเฉลี่ยจากโลกถึงดวง อาทิตย์ ซึ่งปัจจุบันทราบว่ามีค่า 149.598 ล้านกิโลเมตร

 

1 ปีแสง เท่ากับระยะทางที่แสงเดินทางในเวลา 1 ปี จากอัตราเร็วแสงที่มีค่า 299,792.458 เมตร/วินาที ระยะทาง 1 ปีแสงจึงมีค่าประมาณ 9.4607×10¹² กิโลเมตร = 63,241.077 หน่วยดาราศาสตร์ = 0.30660 พาร์เซก เนื่องจากเอกภพมีขนาดมหึมา แสงจากวัตถุท้องฟ้าที่อยู่ไกลจึงใช้เวลาหลายปีกว่าจะเดินทางมาถึงเรา นั่นหมายความว่าเราเห็นอดีตของวัตถุนั้นอยู่ตลอดเวลา

1 พาร์เซก มีค่าเท่ากับระยะทาง 206,265 เท่าของ 1 หน่วยดาราศาสตร์ หรือประมาณ 3.26 ปีแสง หรือประมาณ 

3.084 x 1016 เมตร]

เนบิวลา 

เนบิวลา หมายถึง หมอก เป็นกลุ่มของเมฆหมอกของ ฝุ่น แก๊ส และพลาสมา

ในอวกาศ 

ประเภทของเนบิวลา

เนบิวลาสว่าง

เนบิวลาสว่าง (Diffuse nebula) เป็นเนบิวลาที่มีลักษณะฟุ้ง มีแสงสว่างในตัวเอง แบ่งเป็น

เนบิวลาเปล่งแสง

เนบิวลาเปล่งแสง (อังกฤษ: Emission nebula) เนบิวลาเปล่งแสงเป็นเนบิวลาที่มีแสงสว่างในตัวเอง เกิดจากการเรืองแสงของอะตอมของไฮโดรเจนที่อยู่ในสถานะไอออน ในบริเวณ H II region เนื่องจากได้รับความร้อนจากดาวฤกษ์ภายในเนบิวลา ซึ่งโดยทั่วไปแล้วก็คือดาวฤกษ์เกิดใหม่ที่เนบิวลานั้นสร้างขึ้นนั่นเอง การเรืองแสงนั้น เกิดขึ้นเนื่องจากอิเล็กตรอนอิสระกลับเข้าไปจับกับไอออนของไฮโดรเจน และคายพลังงานออกมาในช่วงคลื่นที่ต่างๆ โดยค่าความยาวคลื่น เป็นไปตามสมการ E=hc/λ เมื่อ E เป็นพลังงานที่อะตอมของไฮโดรเจนคายออกมา h เป็นค่าคงตัวของพลังค์ c เป็นความเร็วแสง และ λ เป็นความยาวคลื่น

เนื่องจากเนบิวลาเปล่งแสง จะเปล่งแสงในช่วงคลื่นที่เฉพาะตัวตามธาตุองค์ประกอบของเนบิวลา ทำให้มีสีต่างๆกัน และการวิเคราะห์สเปกตรัมของ เนบิวลาชนิดนี้ จะพบว่าสเปกตรัมเป็นชนิดเส้นเปล่งแสง (Emission Lines) และสามารถวิเคราะห์ธาตุองค์ประกอบ หรือโมเลกุลที่เป็นส่วนประกอบของเนบิวลาได้อีกด้วย เนบิวลาชนิดนี้ ส่วนใหญ่จะมีสีแดงจากไฮโดรเจน และสีเขียวจากออกซิเจน บางครั้งอาจมีสีอื่นซึ่งเกิดจากอะตอม หรือโมเลกุลอื่นๆ ก็เป็นได้ ตัวอย่างเนบิวลาเปล่งแสงได้แก่ เนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน (M42 Orion Nebula) เนบิวลาอเมริกาเหนือในกลุ่มดาวหงส์ (NGC7000 North America Nebula) เนบิวลาทะเลสาบในกลุ่มดาวคนยิงธนู (M8 Lagoon Nebula) เนบิวลากระดูกงูเรือ (Eta-Carinae Nebula) เป็นต้น

เนบิวลาสะท้อนแสง

เนบิวลาสะท้อนแสง (อังกฤษ: Reflection nebula) เนบิวลาสะท้อนแสงเป็นเนบิวลาที่มีแสงสว่างเช่นเดียวกับเนบิวลาเปล่งแสง แต่แสงจากเนบิวลาชนิดนี้นั้น เกิดจากการกระเจิงแสงจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่ไม่ร้อนมากพอที่จะทำให้เนบิวลา นั้นเปล่งแสง กระบวนการดังกล่าวทำให้เนบิวลาชนิดนี้มีสีฟ้า องค์ประกอบหลักของเนบิวลาชนิดนี้ที่ทำหน้าที่กระเจิงแสงจากดาวฤกษ์คือฝุ่นระหว่างดาว (Interstellar dust) การกระเจิงแสงของฝุ่นระหว่างดาวเป็นกระบวนการเดียวกับการกระเจิงแสงของฝุ่น ในบรรยากาศซึ่งทำให้ท้องฟ้ามีสีฟ้า ตัวอย่างเนบิวลาสะท้อนแสง เช่น เนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่บริเวณ ดาวเมโรเป เนบิวลาหัวแม่มด (Witch Head Nebula) เนบิวลา M78 ในกลุ่มดาวนายพราน เป็นต้น เนบิวลาชนิดนี้บางครั้งก็พบอยู่เป็นส่วนหนึ่งของเนบิวลาเปล่งแสง เช่น เนบิวลาสามแฉก (Trifid Nebula) ที่มีทั้งสีแดงจากไฮโดรเจน สีเขียวจากออกซิเจน และสีฟ้าจากการสะท้อนแสง เป็นต้น

เนบิวลาดาวเคราะห์

เนบิวลาดาวเคราะห์ (อังกฤษ: Planetary nebula) เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นส่วนหนึ่งของวิวัฒนาการในช่วงสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลน้อย และดาวฤกษ์มวลปานกลาง เมื่อมันเข้าสู่ช่วงสุดท้ายของชีวิต ไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลง ส่งผลให้ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ภาย ในแกนกลางยุติลงด้วย ทำให้ดาวฤกษ์เสียสมดุลระหว่างแรงดันออกจากความร้อนกับแรงโน้มถ่วง ทำให้แกนกลางของดาวยุบตัวลงเข้าหาศูนย์กลางเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของตัวมัน เอง จนกระทั่งหยุดเนื่องจากแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน กลายเป็นดาวแคระขาว เปลือกภายนอกและเนื้อสารของดาวจะหลุดออก และขยายตัวไปในอวกาศ เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ซึ่งไม่มีพลังงานอยู่ แต่มันสว่างขึ้นได้เนื่องจากได้รับพลังงานจากดาวแคระขาวที่อยู่ภายใน เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวก็จะเย็นตัวลง และเนบิวลาดาวเคราะห์ก็จะขยายตัวไปเรื่อยๆ จนกระทั่งจางหายไปในอวกาศ

เนบิวลาดาวเคราะห์ไม่ได้มีส่วนเกี่ยวข้องใดกับดาวเคราะห์ ชื่อนี้ได้มาจากลักษณะที่เป็นวงกลมขนาดเล็กคล้ายดาวเคราะห์เมื่อสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์นั่นเอง ตัวอย่างของเนบิวลาชนิดนี้ได้แก่ เนบิวลาวงแหวน ในกลุ่มดาวพิณ (M57 Ring Nebula) เนบิวลาดัมเบลล์ (M27 Dumbbell Nebula) เนบิวลาตาแมว (Cat’s eye Nebula) เนบิวลาเกลียว (Helix Nebula) เป็นต้น

เนบิวลามืด

เนบิวลามืด (อังกฤษ: Dark nebula) เนบิวลามืดมีองค์ประกอบหลักเป็นฝุ่นหนาเช่นเดียวกับเนบิวลาสะท้อนแสง แต่เนบิวลามืดนี้ไม่มีแหล่งกำเนิดแสงอยู่ภายในหรือโดยรอบ ทำให้ไม่มีแสงสว่าง เราจะสามารถสังเกตเห็นเนบิวลามืดได้เมื่อมีเนบิวลาสว่าง หรือดาวฤกษ์จำนวนมากเป็นฉากหลัง จะปรากฏเนบิวลามืดขึ้นเป็นเงามืดด้านหน้าดาวฤกษ์หรือเนบิวลาสว่างเหล่านั้น ตัวอย่างเนบิวลามืดที่มีฉากหลังเป็นเนบิวลาสว่าง เช่น เนบิวนารูปหัวม้าอันโด่งดังในกลุ่มดาวนายพราน (Horse Head Nebula) เป็นต้น และตัวอย่างของเนบิวลามืดที่มีฉากหลังเป็นดาวฤกษ์จำนวนมาก เช่น เนบิวลางู (B72 Snake Nebula) เป็นต้น

บทที่ 5 เอกภพ

เอกภพวิทยาในอดีต

1. เอกภพของชาวสุเมเรียนและบาบิโลน

2. เอกภพของกรีก

3. เอกภพของเคปเลอร์

4.เอกภพของกาลิเลโอ

1. เอกภพของชาวสุเมเรียนและบาบิโลน

 

ชาวสุเมเรียนบันทึกตำแหน่งของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ โดยมีโลกแบนอยู่กับที่และเป็นศูนย์กลางของการเคลื่อนที่ทั้งหมดพร้อมกับมี การตั้งชื่อกลุ่มคาวหลายกลุ่มในท่องฟ้า และได้อธิบายการเคลื่อนที่ของดาวต่างๆ ตามความเชื่อที่ว่าเทพเจ้าปกครองโลก ท้องฟ้าและแหล่งน้ำบันดาลให้เป็นไป ชาวบาบิโดลนอาศัยพื้นฐานของชาวสุเมเรียนมาใช้ในการอธิบายการเคลื่อนที่ของ ดาวฤกษ์และการเปลี่ยนแปลงฤดูกาลบนโลกได้อย่างถูกต้อง

2. แบบจำลองเอกภพของกรีก

ชาวกรีกได้ประยุกต์ความรู้ทางคณิตศาสตร์ในเรื่องจำนวนและเรขาคณิตในการ พัฒนาแบบจำลองเอกภพ “อริส โตเติล” เป็นชาวกรีกคนแรกที่พบว่า โลกมีลักษณะเป็นทรงกลม นอกจากนี้ “อริส ตาร์คัส” เป็นบุคคลแรกที่ระบุว่า โลกโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นจุดศูนย์กลาง และโลกจะโคจรครบรอบ 1 ปี ในเวลา 1 ปี ทำให้แบบจำลองของชาวกรีกมีลักษณะที่อธิบายได้ทางเรขาคณิต

3. แบบจำลองเอกภพของเคปเลอร์ (Kepler’s model of the Universe)

            ไทโค บราเฮ (Tycho Brahe, ค.ศ.1546 – ค.ศ.1601) นักดาราศาสตร์ชาวฮอลแลนด์ได้ทำการสังเกตการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ต่างๆและ จดบันทึกตำแหน่งอย่างละเอียดทุกวันเป็นเวลานับสิบปี ผลจากการสังเกตของเขานี้ทำให้เขาไม่เชื่อในคำอธิบายการโคจรของดาวเคราะห์ ต่างรอบดวงอาทิตย์ของโคเปร์นิคัสที่ว่าดาวเคราะห์ต่างๆเคลื่อนที่รอบๆดวง อาทิตย์เป็นรูปวงกลมสมบูรณ์แบบ แต่ผลงานการสังเกตการณ์และสรุปผลนี้ยังไม่เป็นผลสำเร็จเขาก็ได้มาเสียชีวิต ไปเสียก่อน แต่อย่างไรก็ตามเขาได้มอบบันทึกของการสังเกตนี้ให้แก่ผู้ช่วยของเขาซึ่งเป็น ชาวเยอรมัน คือ โยฮัน เคปเลอร์ (Johannes Kepler, ค.ศ. – ค.ศ. )” ดังนั้นจึงทำให้เคปเลอร์ได้ทำการสังเกตการณ์เพิ่มเติมแล้วจึงได้ตั้งแบบ จำลองเอกภพที่ได้อธิบายการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ต่างๆเอาไว้ว่า ดวงอาทิตย์ยังคงเป็นจุดศูนย์กลางการเคลื่อนที่ของระบบโดยที่ดาวฤกษ์ต่างๆจะ อยู่ในตำแหน่งประจำที่ ส่วนดาวเคราะห์ต่างๆจะโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นรูปวงรีไม่ใช่วงโคจรรูปวงกลมสม บูรณืแบบดังที่แสดงอยู่ในแบบจำลองของโคเปอร์นิคัส และดวงอาทิตย์จะตั้งอยู่ที่จุดโฟกัสจุดหนึ่งของวงโคจรรูปวงรีนั้น นอกจากนั้นเคปเลอร์ยังพบว่าการอธิบายข้อมูลของไทโคบราเฮด้วยแบบจำลองของเขา จะมีความถูกต้องแม่นยำต่อข้อมูลมากกว่าการอธิบายด้วยแบบจำลองของโคเปอร์นิ คัสด้วย

4. แบบจำลองเอกภพของกาลิเลโอ

กาลิเลโอเป็นชาวอิตาลี เป็นคนแรกที่ได้ใช้กล้องโทรทัศน์ เพื่อการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ แบบจำลองของกาลิเลโอเชื่อว่า ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของระบบสุริยะ โดยมีดาวเคราะห์ต่างๆ เคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์เป็นวงกลม แบบจำลองของเขาเป็นแบบจำลองที่มีขนาดไม่จำกัด ซึ่งเชื่อว่ายังมีวัตถุอื่นที่อยู่ไกลกว่าดาวเสาร์ ต่อมา “เซอร์ ไอแซก นิวตัน” ค้นพบว่า ลักษณะการโคจรของดาวเคราะห์เกิดจากผลของแรงโน้ม ทำให้ปัจจุบันนักดาราศาสตร์ยอมรับกฎการเคลื่อนที่ดาวเคราะห์ 3 ข้อ ของเคปเลอร์

กำเนิดเอกภพ

          กำเนิดเอกภพเริ่มนับจากจุดที่เรียกว่า บิกแบง (Big Bang) “บิกแบง” เป็นชื่อที่ใช้เรียกทฤษฎีกำเนิดเอกภพทฤษฎีหนึ่ง   ปัจจุบันทฤษฎีบิกแบงเป็นที่ยอมรับมากขึ้น   เพราะมีปรากฏการณ์หลายอย่างที่สอดคล้องหรือเป็นไปตามทฤษฎีบิกแบง   ก่อนการเกิดบิกแบงเอภพเป็นพลังล้วนๆ ซึ่งแสดงออกโดยอุณหภูมิที่สูงยิ่ง   จุดบิกแบงจึงเป็นจุดที่พลังงานเริ่มเปลี่ยนเป็นสสารครั้งแรก   เป็นจุดเริ่มต้นของเวลาและเอภพ
          ปัจจุบันเอกภพประกอบด้วยกาแล็กซีจำนวนเป็นแสนล้านกาแล็กซี   ระหว่างกาแล็กซีเป็นอวกาศที่เวิ้งว้างกว้างไกล   เอกภพจึมีขนาดใหญ่มาก   โดยมีรัศมีไม่น้อยกว่า  13,700 ล้านปีแสง   และมีอายุประมาณ 13,700 ล้านปี   ภายในกาแล็กซีแต่ละแห่งประกอบด้วย ดาวกฤกษ์จำนวนมาก รวมทั้งแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ที่เรียกว่า เนบิวลา และ ที่ว่าง โลกของเราเป็นดาวเคราะห์ดวงหนึ่งในระบบสุริยะ   ซึ่งเป็นสมาชิกหนึ่งของ กาแล็กซีของเรา
           บิกแบงเป็นทฤษฎีที่อธิบายการระเบิดใหญ่ที่ทำให้พลังงานส่วนหนึ่งเปลี่ยนเป็น สสาร   มีวิวัฒนาการต่อเนื่องจนเกิดเป็นกาแล็กซี เนบิวลา ดาวกฤษ์ ระบบสุริยะ โลก ดวงจันทร์ มนุษย์ และสิ่งมีชีวิตต่าง ๆ ดังภาพ 4.2

- บิกแบงเหมือนหรือต่างจากการระเบิดของระเบิดปราณูอย่างไร

  ภาพ 4.2 บิกแบงและวิวัฒนาการของเอกภพ

          ขณะเกิดบิกแบง   มีสสารเกิดขึ้นในรูปของอนุภาคพื้นฐานชื่อ ควาร์ก (Quark) อิเล็กตรอน (Electron) นิวทริโน (Neutrino) และ โฟตอน (Photon) ซึ่งเป็นพลังงานด้วย   เมื่อเกิดอนุภาคก็จะเกิด ปฏิอนุภาค (Anti-particle) ที่มีประจุไฟฟ้าตรงข้าม   ยกเว้นนิวทริโนและแอมตินิวทริโนไม่มีประจุไฟฟ้า   เมื่อปฏิอนุภาคพบกับอนุภาคชนิดเดียวกันจะหลอมรวมกันเนื้อสารเปลี่ยนไปเป็น พลังงานจนหมดสิ้น   ถ้าเอกภพทีจำนวนอนุภาคเท่ากับปฏิอนุภาคพอดี   เมื่อพบกันจะกลายเป็นพลังงานทั้งหมด   ก็จะไม่เกิดกาแล็กซี ดาวกฤษ์ และระบบสุริยะ   โชคดีที่ในธรรมชาติมีอนุภาคมากกว่าปฏิอนุภาค   ดังนั้นเมื่อปฏิอนุภาคพบกับอนุภาค   นอกจากจะได้พลังงานเกิดขึ้นแล้ว   ยังมีอนุภาคเหลืออยู่นี่คือ อนุภาคที่ก่อกำเนิดเป็นเอกสารของเอกภพในปัจจุบัน
 

ความสัมพันระหว่าง  ⁰C กับ K  (องศาเซลเซียสกับเควิน)
  t (⁰C)+273=T(K)

          หลังบิกแบงเพียง  10^-6 วินาที อุณหภูมิของเอกภพลดลงเป็น สิบล้านเคลวิน ทำให้คาร์กเกิดการรวมตัวกัน   กลายเป็น โปรตอน (นิวเคลียสของไฉโรเจน) ซึ่งมีประจุไฟฟ้าบวก 1 หน่วยและ นิวตรอน ซึ่งเป็นกลาง

นิวเคลียสของฮีเลียม   ประกอบด้วยโปรตอน (p) 2 อนุภาค และนิวตรอน (n) 2 อนุภาค

          หลังบิกแบง 3 นาที   อุณหภูมิของเอกภพลดลงเป็น ร้อนล้านเควิล มีผลให้โปรตอนและนิวตรอนเกิดการรวมตัวเป็น นิวเคลียส ของฮีเลียม   ในช่วงแรกๆ นี้   เอภพขยายตัวอย่างเร็วมาก
 

อะตอมไฮโดรเจน   มีโปรตรอนเป็นนิวเคลียส และอิเล็กตรอน (e) อยู่ในวงโคจร

          หลังบิกแบง 300,000 ปี   อุณหภูมิลดลงเหลือ 10,000 เควิล นิวเคลียสของไฮโดรเจนและฮีเลียมดึงอิเล็กตรอนเข้ามาอยู่ในวงโคจร   เกิดเป็น อะตอม ไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ
          กาแล็กซีต่างๆ เกิดหลังบิกแบง   ภายในกาแล็กซีมีธาตุไฉโดรเจนและฮีเลียมเป็นสสารเบื้องต้นซึ่งก่อกำเนิดเป็น ดาวฤกษ์รุ่นแรกๆ  ส่วนธาตุต่างๆ ที่มีนิวเคลียสใหญ่กว่าคาร์บอนเกิดจากดาวกฤษ์ขนาดใหญ่

อะตอมของฮีเลียม มีนิวเคลียสเป็นโปรตอน 2 อนุภาค  นิวตรอน 2 อนุภาค และมีอิเล็กตรอน 2 อนุภาค โคจรรอบนิวเคลียส

มีข้อสังเกตใดหรือประจักษ์พยานใด   ที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง

         ปรากฏการณ์อย่างน้อย  2 อย่าง   ที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบงได้แก่   การขยายตัวเอกภพ   และอุณหภูมิพื้นหลังของอวกาศ   ซึ่งปัจจุบันลดลงเหลือ 2.73 เควิล

         ข้อสังเกตประการที่ 1 คือการขยายตัวของเอกภพ
          เอ็ดวิน พี. ฮับเบิล   เป็นนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันที่ค้นพบว่า   กาแล็กซีจะเคลื่อนที่ไกลออกไปด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้นตามระยะห่าง   กาแล็กซีที่อยู่ไกลยิ่งเคลื่อนที่ออกไปเร็วกว่ากาแล็กซีที่อยู่ใกล้   นั้นคือเอกภพกำลังขยายตัว   จากความเข้าใจในเรื่องนี้ทำให้นักวิทยาศาสตร์สามารถคำนวณอายุของเอกภพได้
 

เอ็ดวิน พี. ฮับเบิล   Edwin Powell Hubble(พ.ศ. 2432-2496)

ข้อสังเกตประการที่ 2 คืออุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพปัจจุบันลดลงเหลือ 2.73 เควิล
          การค้นพบอุณหภูมิของเอกภพในปัจจุบันหรืออุณหภูมิพื้นหลัง   เป็นการค้นพบโดยบังเอิญโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวอเมริกัน 2 คน ชื่อ อาร์โน เพนเซียส และ โรเบิร์ต วิลสัน แห่งห้องปฏิบัติการเบลเทเลโฟน   เมื่อ พ.ศ. 2508 ขณะที่นักวิทยาศาสตร์ทั้งสองคนกำลังทดสอบระบบเครื่องรับสัญญาณของกล้อง โทรทรรศน์วิทยุ    ปรากฏว่ามีสัญญาณรบกวนตลอดเวลาไม่ว่าจะเป็นกลางวันหรือกลางคืน   หรือฤดูต่างๆ แม้เปลี่ยนทิศทางและทำความสะอาดสายอากาศแล้วก็ยังมีสัญญาณรบกวนอยู่เช่น เดิม   ต่อมาทราบภายหลังว่าเป็นสัญญาฯที่เหลืออยู่ในอวกาศ   เทียบได้กับพลังงานของการแผ่รังสีของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิประมาณ 3 เควิลหรือประมาณ -270 องศาเซลเซียส

กล้องโทรทรรศน์วิทยุประวัติศาสตร์ที่เพนเซียสและวิลสัน   ค้นพบอุณหภูมิพื้นหลัง

          ในขณะเดียวกัน   โรเบิร์ต ดิกกี พี.เจ.อี. พีเบิลส์ เดวิด โรลล์ และเดวิด วิลสัน   แห่งมหาวิทยาลัยปรินซ์ตัน   ได้ทำนายมานานแล้วว่า   การแผ่รังสีจากบิกแบงที่เหลืออยู่ในปัจจุบันน่าจะตรวจสอบได้   โดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ
          ดังนั้นการพบพลังงานจากทุกทิศทุกทางในปริมาณที่เทียบได้กับพลังงานที่เกิด จากการแผ่รังสีของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิประมาณ 3 เควิล   จึงเป็นอีกข้อที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบงได้เป็นอย่างดี

 

อาร์โน เพนเซียส Arno Penzias   (พ.ศ. 2476)      

 โรเบิร์ต วิลสัน Robert Wilson (พ.ศ. 2479)

กฎของฮับเบิล

กฎของฮับเบิล เป็นสมการในวิชาฟิสิกส์จักรวาลวิทยาที่อธิบายปรากฏการณ์การเคลื่อนไปทางแดงของแสงที่ได้รับจากดาราจักรอันห่างไกลซึ่งมีค่าแปรผันไปตามระยะห่าง กฎนี้คิดค้นขึ้นครั้งแรกโดย เอ็ดวิน ฮับเบิล ในปี ค.ศ. 1929 หลังจากเขาได้เฝ้าสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์มา นับสิบปี นับได้ว่าการเฝ้าสังเกตการณ์ของฮับเบิลเป็นหลักฐานชิ้นแรกของแนวคิดการขยาย ตัวของจักรวาล ซึ่งเป็นหลักฐานชิ้นสำคัญของแนวคิดบิกแบง ข้อมูลในการคำนวณล่าสุดใช้ข้อมูลในปี 2003 ซึ่งได้จากดาวเทียม WMAP ร่วมกับข้อมูลทางดาราศาสตร์อื่นๆ ได้ค่าคงที่ของฮับเบิลเท่ากับ 70.1 ± 1.3 (กม./วินาที)/เมกะพาร์เซก ซึ่งสอดคล้องกับค่าที่คำนวณได้จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเมื่อปี 2001 คือ 72 ± 8 (กม./วินาที)/เมกะพาร์เซก

  ประเภทกาแล็กซี

กาแล็กซีมีรูปทรงแตกต่างกันหลายประเภท ซึ่งสามารถแบ่งเป็นประเภทใหญ่ๆ ได้ 2 ประเภทคือ กาแล็กซีปกติ (Regular galaxy) ที่มีสัณฐานรูปทรงชัดเจนสามารถแบ่งได้ตามแผนภาพส้อมเสียง (Hubble Turning Fork) ตามที่แสดงในภาพที่ 1   และกาแล็กซีไม่มีรูปแบบ (Irregular Galaxy) ที่ไม่มีรูปทรงสัณฐานชัดเลย เช่น เมฆแมกเจลแลนใหญ่ เมฆแมกเจลแลนเล็ก ซึ่งเป็นกาแล็กซีบริวารของทางช้างเผือก 

ภาพที่ 1 แผนภาพส้อมเสียงกาแล็กซีของฮับเบิล

         

ในต้นคริสศตวรรษที่ 20 เอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันได้ทำการศึกษากาแล็กซีด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ และจำแนกประเภทของกาแล็กซีตามรูปทรงสัณฐานออกเป็น 4 ประเภท ได้แก่

1. กาแล็กซีรี (Elliptical Galaxy) มีสัณฐานเป็นทรงรี แบ่งย่อยได้ 8 แบบ ตั้งแต่ E0 - E7 โดย E0 มีความรีน้อยที่สุด และ E7 มีความรีมากที่สุด  
2. กาแล็กซีกังหัน (Spiral Galaxy) แบ่งย่อยเป็น 3 แบบ กาแล็กซีกังหัน Sa มีส่วนป่องหนาแน่น แขนไม่ชัดเจน, กาแล็กซีกังหัน Sb มีส่วนป่องใหญ่ แขนยาวปานกลาง, กาแล็กซีกังหัน Sc มีส่วนป่องเล็ก แขนยาวหนาแน่น 
3. กาแล็กซีกังหันแบบมีคาน หรือ กาแล็กซีกังหันบาร์ (Barred Spiral Galaxy) แบ่งย่อยเป็น 3 แบบ  กาแล็กซีกังหันบาร์ SBa มีส่วนป่องใหญ่ไม่เห็นคานไม่ชัดเจน, กาแล็กซีกังหันบาร์ SBb มีส่วนป่องขนาดกลาง เห็นคานได้ชัดเจน, กาแล็กซีกังหันบาร์ SBc มีส่วนป่องเล็กมองเห็นคานยาวชัดเจน
4. กาแล็กซีลูกสะบ้า หรือ กาแล็กซีเลนส์ (Lenticular Galaxy) เป็น กาแล็กซีที่ไม่มีลักษณะก้ำกึ่งระหว่างกาแล็กซีรีและกาแล็กซีกังหัน กล่าวคือ ส่วนโป่งขนาดใหญ่และไม่มีแขนกังหัน (แบบ S0 หรือ SB0)