บทที่6 ดาวฤกษ์

บทที่ 6 ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์

ดาวที่เรามองเห็นบนฟ้าส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์เป็นก้อนแก๊สร้อนขนาดใหญ่ มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็น ธาตุไฮโดรเจน ดาวฤกษ์ทุกดวงมีความเหมือนกัน คือ มีพลังงานในตัวเองและเป็นแหล่งกำเนิดธาตุต่างๆ เช่น ธาตุฮีเลียม ลิเทียม เบริลเลียม ส่วน ธาตุที่มีนิวเคลียสขนาดใหญ่จะเกิดจากดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่าดวงอาทิตย์มากๆเท่านั้น

แม้จะมีความเหมือนกันในเรื่องดังกล่าว แต่ดาวฤกษ์ยังมีความแตกต่างกันในเรื่องต่อไปนี้ คือ มวล อุณหภูมิผิวหรือสีผิวหรืออายุ องค์ประกอบทางเคมี ขนาด ระยะห่าง ความสว่างและระบบดาว รวมทั้งวิวัฒนาการ

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ทั้งหลายเกิดจากการยุบรวมตัวของ เนบิวลา หรือกล่าวได้อีกอย่างว่าเนบิวลาเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ทุกประเภท แต่จุดจบของดาวฤกษ์จะต่างกัน ขึ้นอยู่กับมวลสาร

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลสารต่างๆกัน วาระสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มากๆจะเป็นหลุมดำมวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มาก จะกลายเป็นดาวนิวตรอน และวาระสุดท้ายดาวฤกษ์มวลสารน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ จะกลายเป็นดาวแคระ

ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย เช่น ดวงอาทิตย์มีแสงสว่างไม่มากจะใช้เชื้อเพลิงในอัตราที่น้อย จึงมีชีวิตยาว และจบลงด้วยการไม่ระเบิด แต่จะกลายเป็นดาวแคระขาว สำหรับดาวฤกษ์ ที่มีมวลพอๆกับดวงอาทิตย์ จะมีช่วงชีวิตและการเปลี่ยนแปลงแบบเดียวกับดวงอาทิตย์

ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ มีมวลมาก สว่างมากจะใช้เชื้อเพลิงอย่างสิ้นเปลืองในอัตราสูงมากจึงมีช่วงชีวิตสั้นกว่า และจบชีวิตด้วยการระเบิดอย่างรุนแรง

จุดจบของดาวฤกษ์ที่มวลมาก คือการระเบิดอย่างรุนแรง ที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา (supernova) แรงโน้มถ่วง จะทำให้ดาวยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ในขณะเดียวกันก็มีแรงสะท้อนที่ทำให้ส่วนภายนอกของดาวระเบิดเกิดธาตุหนักต่างๆ เช่น ยูเรนียม ทองคำ ฯลฯ ซึ่งถูกสาด กระจายออกสู่อวกาศกลายเป็นส่วนประกอบของเนบิวลารุ่นใหม่ และเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์รุ่นต่อไป เช่นระบบสุริยะก็เกิดจากเนบิวลารุ่นหลัง ดวงอาทิตย์และบริวารจึงมีธาตุต่างๆทุกชนิด เป็นองค์ประกอบ ดังนั้น เนบิวลา ดาวฤกษ์ การระเบิดของดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ โลกของเรา สารต่างๆและชีวิตบนโลก จึงมีความสัมพันธ์กันอย่างลึกซึ้ง

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลสารต่าง ๆ กัน
วาระสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มาก ๆ จะเป็นหลุมดำ (บน)
มวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มาก จะกลายเป็นดาวนิวตรอน (กลาง)
และวาระสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลสารน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ จะกลายเป็นดาวแคระ (ล่าง)

กำเนิดและวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงปานกลางและอยู่ใกล้โลกที่สุด จึงเป็นดาวฤกษ์ที่นักดาราศาสตร์ศึกษามากที่สุด ดวงอาทิตย์เกิด จากการยุบรวมตัวของเนบิวลาเมื่อประมาณ 5,000 ล้านปีมาแล้ว และจะฉายแสงสว่างอยู่ในสภาพสมดุลเช่นทุกวันนี้ต่อไปอีกประมาณ 5,000 ล้านปี

การยุบตัวของเนบิวลา เกิดจากแรงโน้มถ่วงของเนบิวลาเอง เมื่อแก๊สยุบตัวลง ความดันของแก๊สจะสูงขึ้น ผลที่ตามมาคือ อุณหภูมิของแก๊สจะสูงขึ้นด้วยนี่คือธรรมชาติของแก๊สในทุกสถานที่ ที่แก่นกลางของเนบิวลาที่ยุบตัวลงนี้ จะมีอุณหภูมิสูงกว่าที่ขอบนอก เมื่ออุณหภูมิแก่นกลางสูงมากขึ้นเป็นหลายแสนองศาเซลเซียส เรียกช่วงนี้ว่า ดาวฤกษ์เกิดก่อน (Protostar) เมื่อแรงโน้มถ่วงดึงให้แก๊สยุบตัวลงไปอีก ความดัน ณ แก่นกลางสูงขึ้น และอุณหภูมิก็สูงขึ้นเป็น 15 ล้านเคลวิน เป็นอุณหภูมิสูงมากพอที่จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ (thermonuclear reaction) หลอมนิวเคลียสไฮโดรเจนเป็นนิวเคลียสฮีเลียม เมื่อเกิดความสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงกับแรงดันของแก๊สร้อนทำให้ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่สมบูรณ์

พลังงานของดวงอาทิตย์เกิดที่แก่นกลาง ซึ่งเป็นชั้นในที่สุดของดวงอาทิตย์ เป็นบริเวณที่มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก ทำให้เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ที่แก่นกลาง ของดวงอาทิตย์ ซึ่งเกิดจากโปรตอนหรือนิวเคลียสของธาตุไฮโดรเจน 4 นิวเคลียสหลอมไปเป็นนิวเคลียสของธาตุฮีเลียม 1 นิวเคลียส พร้อมกับเกิดพลังงานจำนวนมหาศาล

จากการเกิดปฏิกิรยาพบว่า มวลที่หายไปนั้นเปลี่ยนไปเป็นพลังงาน ซึ่งสามารถคำนวณได้จากสูตร ความสัมพันธ์ระหว่างมวล (m) และพลังงาน (E) ของไอน์สไตน์ ( E = mc²)

เมื่อ C คืออัตราความเร็วของแสงสว่างในอวกาศซึงเท่ากับ 300,000 กิโลเมตร/วินาที

นักวิทยาศาสตร์คาดคะเนว่า ในอนาคตเมื่อธาตุไฮโดรเจนที่ใช้เป็นเชื้อเพลิงเหลือน้อย แรงโน้มถ่วงเนื่องจากมวลของดาวฤกษ์สูงกว่าแรงดัน ทำให้ดาวยุบตัวลง ส่งผลให้แก่นกลางของดาวฤกษ์มีอุณหภูมิสูงขึ้นมากกว่าเดิมเป็น 100 ล้านเคลวิน จนเกิด ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมรวมนิวเคลียสของธาตุฮีเลียมเป็นนิวเคลียสของคาร์บอน ในขณะเดียวกันไฮโดรเจนที่อยู่รอบนอกแก่นฮีเลียม จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นตามไปด้วย เมื่ออุณหภูมิสูงขถึง 15 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกิริยาเท อร์โมนิวเคลียร์หลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมครั้งใหม่ ผลก็คือ ได้พลังงานออกมาอย่างมหาศาล ทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นเป็น 100 เท่า ของขนาดปัจจุบัน เมื่อผิวด้านนอกขยายตัว อุณหภูมิผิวจะลดลง สีจะเปลี่ยนจากเหลืองเป็นแดง ดวงอาทิตย์จึงกลายเป็นดาวฤ กษ์สีแดงขนาดใหญ่มาก เรียกว่า ดาวยักษ์แดง (redgiant)เป็นช่วงที่พลังงานถูกปลดปล่อยออกจากดวงอาทิตย์ในอัตราสูงมาก ดวงอาทิตย์จึงมีช่วงชีวิตเป็นดาวยักษ์แดงค่อนข้างสั้น

ชนิดของดาวฤกษ์ (แบ่งตามสีและอุณหภูมิผิว)

       เมื่อนำแสงของดาวฤกษ์มาวิเคราะห์ สามารถแบ่งชนิดของดาวฤกษ์ตามสีและอุณหภูมิผิวได้เป็น 7 แบบหลัก ๆ คือแบบ O B A F G K และ M ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์แบบ G มีสีเหลือง อุณหภูมิผิวราว 6,000 เคลวิน แผนผังเฮิรตซ-รัสเซล (Hertzsprung-Russell Diagram) แต่ละจุด มาจากข้อมูล ของดาวฤกษ์แต่ละดวง ด้วยการนำสี ความสว่างและอุณหภูมิผิวของดาวมาสัมพันธ์กัน ดาวฤกษ์จะแยกชนิด และรวมกันเป็นกลุ่ม ตามขนาดและความสว่างของดาว ชนิดที่สำคัญได้แก่ ดาวยักษ์ใหญ่ (Super Giant stars) ดาวยักษ์ (Giant stars) ดาวสามัญ(Main sequence stars) และดาวแคระขาว(White dwarf stars) เป็นต้น ดวงอาทิตย์อยู่ในกลุ่มดาวสามัญ ตัวอย่างของดาวฤกษ์บางดวงในแผนผังเฮิรตซปรุง-รัสเซล ดาวที่อยู่ ในกลุ่ม ของดาวสามัญ คือดาวที่อยู่ในสภาพสมดุลย ซึ่งเป็นช่วงที่ ยาวนานที่สุด ของชีวิต ดาวฤกษ์ ที่กำลัง เข้าใกล้จุดจบของชีวิต

            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

ความสว่างเเละอันดับความสว่างของดาวฤกษ์

       
          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 เป็นตัวเลขที่กำหนดขึ้นเพื่อแสดงการรับรู้ความสว่างของผู้สังเกตดาวฤกษ์ด้วยตาเปล่า ดาวที่มองเห็นสว่างที่สุดมีอันดับความสว่างเป็น 1 และดาวที่เห็นสว่างน้อยที่สุดมีอันตับความสว่างเป็น 6 นั่นคือดาวยิ่งมีความสว่างน้อย อันดับความสว่างยิ่งสูงขึ้น หรืออยู่อันดับท้าย ๆ ส่วนดาวสว่างมากอยู่อันดับต้น ๆ

ระยะห่างของดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่นักเรียนเห็นบนท้องฟ้าอยู่ไกลมาก ดวงอาทิตย์และดาวพรอก ซิมาเซนเทอรีเป็นเพียงดาวฤกษ์สองดวงในบรรดาดาวฤกษ์หลายแสนล้านดวงที่ประกอบกันเป็นกาแล็กซี (Galaxy) กาแล็กซีหลายพันล้านกาแล็กซีรวมอยู่ในเอกภพ นักดาราศาสตร์จึงคิดค้นหน่วยวัดระยะทางที่เรียกว่า ปีแสง (light-year) ซึ่งเป็นระยะทางที่แสงใช้เวลาเดิน ทางเป็นเวลา 1 ปี แสงเดินทางด้วยความเร็วประมาณ 300,000 กิโลเมตรต่อวินาที ดังนั้น ระยะทาง 1 ปีแสงจึงมีค่าเท่ากับ 9.5 ล้านล้านกิโลเมตร

"  เมื่อแสงเดินทาง 4.2 ปี จากดาวพรอกซิมาเซนเทอรีมาถึงโลก

ดังนั้นดาวพรอกซิมาเซนเทอรีจะอยู่ห่างจากโลกเป็นระยะทางเท่าไร "

ท้องฟ้าในเวลากลางคืนที่เต็มไปด้วยดาวฤกษ์ระยิบระยับอยู่มากมาย นัก ดาราศาสตร์ได้พบวิธีที่จะวัดระยะห่างของดาวฤกษ์เหล่านี้โดยวิธีการใช้ แพรัลแลกซ์(Parallax)

แพรัลแลกซ์ คือการย้ายตำแหน่งปรากฏ ของวัตถุเมื่อผู้สังเกตุอยู่ในตำแหน่งต่างกัน

นักวิทยาศาสตร์ใช้ปรากฏการณ์แพรัลแลกซ์ในการวัดระยะทางของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกับเรา โดยการสังเกตดาวฤกษ์ดวงที่เราต้องการวัดระยะทางในวันที่โลกอยู่ด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์ และสังเกตดาวฤกษ์ดวงนั้นอีกครั้งเมื่อโลกโคจรมาอยู่อีกด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์ ในอีก 6 เดือนถัดไป นักดาราศาสตร์สามารถวัดได้ว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นย้ายตำแหน่งปรากฏไปเท่าไรโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลังซึ่งอยู่ห่างไกลเรามาก ยิ่งตำแหน่งปรากฏย้ายไปมากเท่าใด แสดงว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นอยู่ใกล้เรามากเท่านั้น ในทางตรงกันข้ามถ้าตำแหน่งปรากฏของดาวฤกษ์แทบจะไม่มีการย้ายตำแหน่งเลยแสดงว่าดาวฤกษ์นั้นอยู่ไกลจากเรามาก

เราไม่สามารถใช้วิธีแพรัลแลกซ์ในการวัดระยะห่างของดาวฤกษ์ที่มากกว่า 1,000 ปีแสง เพราะที่ระยะทางดังกล่าว การเปลี่ยนตำแหน่งของผู้สังเกตบนโลกจากด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์ไปยังอีก ด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์แทบจะมองไม่เห็นการย้ายตำแหน่งปรากฏของดาวฤกษ์นั้นเลย

ระยะทางในดาราศาสตร์

           1 หน่วยดาราศาสตร์ มีค่าเท่ากับระยะทางจากดวงอาทิตย์ถึงโลก หรือ 150 ล้าน กิโ,เมตร เป็นหน่วยที่ใช้มากในการบอกระยะห่างภายในระบบสุริยะ
           1 ปีเเสง คือ ระยะทางที่เเสงเดินทางใช้เวลา 1ปี คิดเป็นระยะทาง
9.4607×1012 กิโลเมตร = 63,241.07
          1 ปาร์เสด ระยะทางจากโลกถึงดาวที่มีมุมพาราลเเลก์เท่ากับ 1ฟิลิปดา คิดเป็นระยะทาง 206265 A.U.หรือ 3.27 ปีเเสง

เนบิวลา

             เนบิวลา (อังกฤษ: Nebula - มาจากภาษาละติน nebula (พหูพจน์ nebulae) หมายถึง "หมอก") เป็นกลุ่มเมฆหมอกของฝุ่น แก๊ส และพลาสมาในอวกาศ เดิมคำว่า "เนบิวลา" เป็นชื่อสามัญ ใช้เรียกวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เป็นปื้นบนท้องฟ้าซึ่งรวมถึงดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไปจากทางช้างเผือก (ตัวอย่างเช่น ในอดีตเคยเรียกดาราจักรแอนดรอเมดาว่าเนบิวลาแอนดรอเมดา)

ประเภทของเนบิวลา

1. เนบิวลาเปล่งแสง

        เนบิวลาเปล่งแสง (อังกฤษ: Emission nebula) เนบิวลาเปล่งแสงเป็นเนบิวลาที่มีแสงสว่างในตัวเอง เกิดจากการเรืองแสงของอะตอมของไฮโดรเจนที่อยู่ในสถานะไอออน ในบริเวณ H II regionเนื่องจากได้รับความร้อนจากดาวฤกษ์ภายในเนบิวลา ซึ่งโดยทั่วไปแล้วก็คือดาวฤกษ์เกิดใหม่ที่เนบิวลานั้นสร้างขึ้นนั่นเอง การเรืองแสงนั้น เกิดขึ้นเนื่องจากอิเล็กตรอนอิสระกลับเข้าไปจับกับไอออนของไฮโดรเจน และคายพลังงานออกมาในช่วงคลื่นที่ต่างๆ โดยค่าความยาวคลื่น เป็นไปตามส
มการ E=hc/λ เมื่อ E เป็นพลังงานที่อะตอมของไฮโดรเจนคายออกมา h เป็นค่าคงตัวของพลังค์ c เป็นความเร็วแสง และ λ เป็นความยาวคลื่น
        เนื่องจากเนบิวลาเปล่งแสง จะเปล่งแสงในช่วงคลื่นที่เฉพาะตัวตามธาตุองค์ประกอบของเนบิวลา ทำให้มีสีต่างๆกัน และการวิเคราะห์สเปกตรัมของเนบิวลาชนิดนี้ 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

2.เนบิวลาสะท้อนแสง

           เนบิวลาสะท้อนแสง (อังกฤษ: Reflection nebula) เนบิวลาสะท้อนแสงเป็นเนบิวลาที่มีแสงสว่างเช่นเดียวกับเนบิวลาเปล่งแสง แต่แสงจากเนบิวลาชนิดนี้นั้น เกิดจากการกระเจิงแสงจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่ไม่ร้อนมากพอที่จะทำให้เนบิวลานั้นเปล่งแสง กระบวนการดังกล่าวทำให้เนบิวลาชนิดนี้มีสีฟ้า องค์ประกอบหลักของเนบิวลาชนิดนี้ที่ทำหน้าที่กระเจิงแสงจากดาวฤกษ์คือฝุ่นระหว่างดาว (Interstellar dust) การกระเจิงแสงของฝุ่นระหว่างดาวเป็นกระบวนการเดียวกับการกระเจิงแสงของฝุ่นในบรรยากาศซึ่งทำให้ท้องฟ้ามีสีฟ้า ตัวอย่างเนบิวลาสะท้อนแสง เช่น เนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่บริเวณดาวเมโรเป เนบิวลาหัวแม่มด (Witch Head Nebula) เนบิวลา M78 ในกลุ่มดาวนายพราน เป็นต้น เนบิวลาชนิดนี้บางครั้งก็พบอยู่เป็นส่วนหนึ่งของเนบิวลาเปล่งแสง เช่น เนบิวลาสามแฉก (Trifid Nebula) ที่มีทั้งสีแดงจากไฮโดรเจน สีเขียวจากออกซิเจน และสีฟ้าจากการสะท้อนแสง เป็นต้น

3. เนบิวลาดาวเคราะห์

เนบิวลาวงแหวน

เนบิวลาตาแมว

          เนบิวลาดาวเคราะห์ (อังกฤษ: Planetary nebula) เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นส่วนหนึ่งของวิวัฒนาการในช่วงสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลน้อย และดาวฤกษ์มวลปานกลาง เมื่อมันเข้าสู่ช่วงสุดท้ายของชีวิต ไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลง ส่งผลให้ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ภายในแกนกลางยุติลงด้วย ทำให้ดาวฤกษ์เสียสมดุลระหว่างแรงดันออกจากความร้อนกับแรงโน้มถ่วง ทำให้แกนกลางของดาวยุบตัวลงเข้าหาศูนย์กลางเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของตัวมันเอง 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


ซากซูเปอร์โนวา

          ซากซูเปอร์โนวา (อังกฤษ: Supernova remnant) สำหรับดาวฤกษ์มวลมากนั้น จุดจบของดาวจะรุนแรงกว่าดาวฤกษ์มวลน้อยและมวลปานกลางเป็นอย่างมาก ดาวจะสามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียมได้ จนกระทั่งเกิดขี้เถ้าเหล็กขึ้นในในกลางของแกนดาว เหล็กเป็นธาตุที่มีความพิเศษ เนื่องจากไม่ว่าอุณหภูมิจะสูงเท่าใด ก็จะไม่สามารถฟิวชันเหล็กให้เป็นธาตุอื่นได้อีก เมื่อความดันที่แกนสูงขึ้นเกินกว่าแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนจะต้านไหว อิเล็กตรอนทั้งหมดจะถูกอัดรวมกับโปรตอนกลายเป็นนิวตรอน และอนุภาคนิวตริโน ทำให้อิเล็กตรอนในแกนกลางหายไปจนเกือบหมด แรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนที่ทำให้แกนกลางคงสภาพอยู่ได้นั้นก็หายไปด้วย ทำให้แรงโน้มถ่วงอัดแกนกลางลงเป็นดาวนิวตรอนในทันที เกิดคลื่นกระแทกพลังงานสูงมาก กระจายออกมาในทุกทิศทาง ปลดปล่อยพลังงานออกมามากกว่าดาราจักรทั้งดาราจักร สาดผิวดาวและเนื้อสารออกไปในอวกาศด้วยความเร็วสูงมาก แรงดันที่สูงมากนี้ทำให้เกิดธาตุหนักเช่นทองคำขึ้นได้ เรียกการระเบิดครั้งสุดท้ายของดาวนี้ว่า ซูเปอร์โนวา

         ซากที่เหลืออยู่ของแกนกลางจะประกอบไปด้วยนิวตรอนทั้งดวง เรียกว่า ดาวนิวตรอน ซึ่งมีความหนาแน่นสูงมาก ดาวนิวตรอนทั่วไปมีขนาดราว 10-20 กิโลเมตร แต่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์ทั้งดวง เนื้อสารของดาวนิวตรอน 1 ช้อนชา มีมวลถึง 120 ล้านตัน แกนกลางนี้เข้าสู่สมดุลใหม่ จากแรงดันดีเจนเนอเรซีของนิวตรอน แต่ในบางกรณีที่ดาวฤกษ์มีมวลสูงมาก คือมากกว่า 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เศษซากจากซูเปอร์โนวาจะตกกลับลงไปบนดาวนิวตรอน จนดาวนิวตรอนมีมวลเกินกว่า 3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งเกินขีดจำกัดของดาวนิวตรอน ทำให้ดาวนิวตรอนยุบตัวลงกลายเป็น หลุมดำ

สำหรับซากของผิวดาวและเนื้อสารของดาวฤกษ์ที่ถูกสาดออกมาเนื่องจากซูเปอร์โนวานั้น จะเหลือเป็นซากซูเปอร์โนวา ซึ่งเปรียบเสมือนอนุสาวรีย์ของดาวฤกษ์มวลมาก ตัวอย่างซากซูเปอร์โนวาที่สำคัญ ได้แก่เนบิวลาปู (M1 Crab Nebula) ในกลุ่มดาววัว ซึ่งเป็นซากของซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นหลายพันปีก่อน และถูกบันทึกไว้ในบันทึกของชาวจีน เนบิวลาผ้าคลุมไหล่ (Veil Nebula) ในกลุ่มดาวหงส์ ซากของซูเปอร์โนวาทีโค (SN1572 Tycho’s nova) ซากของซูเปอร์โนวาเคปเลอร์ (SN1640 Kepler’s nova) ซากของซูเปอร์โนวา SN1987A เป็นต้น

การศึกษาซากซูเปอร์โนวานั้น จะช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถคำนวณย้อนกลับเพื่อหาอายุของซากได้ ทำให้สามารถรู้เวลาที่เกิดซูเปอร์โนวาในอดีต จากการคำนวณความเร็วของคลื่นกระแทกได้อีกด้วย
เนบิวลามืด

4. เนบิวลามืด

          เนบิวลามืดมีองค์ประกอบหลักเป็นฝุ่นหนาเช่นเดียวกับเนบิวลาสะท้อนแสง แต่เนบิวลามืดนี้ไม่มีแหล่งกำเนิดแสงอยู่ภายในหรือโดยรอบ ทำให้ไม่มีแสงสว่าง เราจะสามารถสังเกตเห็นเนบิวลามืดได้เมื่อมีเนบิวลาสว่าง หรือดาวฤกษ์จำนวนมากเป็นฉากหลัง จะปรากฏเนบิวลามืดขึ้นเป็นเงามืดด้านหน้าดาวฤกษ์หรือเนบิวลาสว่างเหล่านั้น ตัวอย่างเนบิวลามืดที่มีฉากหลังเป็นเนบิวลาสว่าง เช่น เนบิวนารูปหัวม้าอันโด่งดังในกลุ่มดาวนายพราน (Horse Head Nebula) เป็นต้น และตัวอย่างของเนบิวลามืดที่มีฉากหลังเป็นดาวฤกษ์จำนวนมาก เช่น เนบิวลางู (B72 Snake Nebula) เป็นต้น