จานรอบดาวฤกษ์

จานรอบดาวฤกษ์ (circumstellar disc หรือ circumstellar disk) คือกลุ่มก้อนของมวลสารที่รวมกลุ่มกันเป็นรูปร่างคล้ายแผ่นจานอยู่รอบดาวฤกษ์ เช่น ก๊าซ ฝุ่นคอสมิก ดาวเคราะห์น้อย และเศษซากวัตถุท้องฟ้าอื่น ๆ ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ อาจเกิดขึ้นได้จากกระบวนการหลากหลายรูปแบบ
ที่รอบ ๆ ดาวฤกษ์อายุน้อย จานรอบดาวฤกษ์จะกลายเป็นวัตถุดิบในการสร้างระบบดาวเคราะห์ นอกจากนี้ที่รอบดาวมวลอัดแน่น แผ่นจานอาจก่อตัวขึ้นจากมวลที่ตกเข้าสู่ศูนย์กลาง
== ลักษณะของจานรอบดาวฤกษ์แต่ละแบบ ==

=== ดาวฤกษ์อายุน้อย ===
ในทฤษฎีมาตรฐานของการก่อตัวของดาวฤกษ์นั้น ดาวฤกษ์อายุน้อย (หรือดาวฤกษ์ก่อนเกิด) เกิดจากการหดตัวด้วยความโน้มถ่วงของมวลสารบางส่วนภายในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ วัสดุที่ถูกดึงดูดให้เข้ามารวมตัวกันนี้มีโมเมนตัมเชิงมุม และก่อตัวเป็นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีก๊าซเป็นส่วนประกอบขึ้นมาล้อมรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลังหมุนรอบตัวเอง จานรอบดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นประกอบไปด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น และยังคงมีสสารโดนดูดเข้าไปยังใจกลางดาวอยู่เรื่อย ๆ แผ่นจานมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลดาวฤกษ์ใจกลาง และก๊าซส่วนใหญ่ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักคือไฮโดรเจน เหตุการณ์การพอกพูนจะกินเวลานานหลายล้านปี โดยปกติแล้วมวลจะค่อย ๆ ถูกดึงดูดเข้าไปสั่งสมบนดาวที่ใจกลางเรื่อย ๆ ประมาณ 1 ส่วนสิบล้านเท่าไปจนถึง 1 ส่วนพันล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี
แผ่นจานจะค่อย ๆ เย็นตัวลงในช่วงที่ยังเป็นวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย อนุภาคฝุ่นที่ประกอบจากหินและน้ำแข็งจะก่อตัวขึ้นภายในจาน และอาจเกาะรวมตัวกันแล้วกลายเป็นดาวเคราะห์ในที่สุด หากมวลของจานมีมากพอ การเกาะรวมตัวกันจะยิ่งเร่งขึ้นไปอีกและเกิดเป็นวัตถุต้นกำเนิดดาวเคราะห์ขึ้น การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์เป็นผลตามธรรมชาติของกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์แบบคล้ายดวงอาทิตย์ โดยปกติจะใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการวิวัฒนาการไปสู่แถบลำดับหลัก
สำหรับดาวฤกษ์มวลค่อนข้างต่ำเช่นดาวฤกษ์ชนิด ที วัวนั้นโดยทั่วไปจะมีแผ่นจานรอบดาวฤกษ์อยู่ อย่างไรก็ตาม ในดาวที่มีมวลมากกว่านั้น เช่น ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอีนั้น คาดว่าความดันรังสีจากดาวฤกษ์ใจกลางจะแรงมากและเป็นตัวขัดขวางการก่อตัวของจาน อย่างไรก็ตาม การศึกษาล่าสุดได้ให้หลักฐานทั้งทางทฤษฎีและเชิงสังเกตการณ์สำหรับการก่อตัวของจานรอบดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี ซึ่งถูกตรวจพบโดยตรงเช่นกัน นอกจากนี้ยังมีผลลัพธ์ที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของจานในดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงกว่านี้อีกด้วย
=== ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ===

เมื่อดาวฤกษ์วิวัฒนาการเข้าสู่ช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์จะค่อย ๆ หายไป ส่วนใหญ่แล้วจะหายไปจากกระบวนการการระเหยด้วยแสง ในขั้นตอนนี้ ถ้ามีจานรอบดาวฤกษ์อยู่มักจะเป็นจานที่อยู่แค่ชั่วคราว หลังจากที่อนุภาคที่เล็กละเอียดกว่าส่วนใหญ่ได้สูญเสียไปโดยปรากฏการณ์พอยน์ติง–รอเบิร์ตสัน ความดันรังสี ฯลฯ ฝุ่นจากการกระทบของวัตถุท้องฟ้าจะก่อตัวเป็นจานเศษซากขึ้น
ในช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์ประเภทต่าง ๆ นั้นเป็นที่รู้จักกันดีว่าวิวัฒนาการมาจากจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ ตัวอย่างเช่น มีจานรอบดาวฤกษ์ชนิดบีอี ซึ่งกลไกการก่อตัวไม่ชัดเจน
==== ตัวอย่างในระบบสุริยะ ====
เศษซากต่าง ๆ ที่ประกอบขึ้นเป็นแผ่นจานในระบบสุริยะประกอบไปด้วย:
แถบดาวเคราะห์น้อย คือกลุ่มของวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคาร และ ดาวพฤหัสบดี นอกจากนี้ยังเป็นแหล่งกำเนิดของเมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์
แถบไคเปอร์ เป็นพื้นที่หนาแน่นของวัตถุท้องฟ้านอกวงโคจรของดาวเนปจูน
แถบหินกระจาย เป็นพื้นที่หนาแน่นของวัตถุที่กระจัดกระจายออกจากแถบไคเปอร์
เมฆฮิลส์ เป็นกลุ่มของวัตถุท้องฟ้าที่กระจายเป็นวงแหวนรอบขอบด้านในของเมฆออร์ต เมฆออร์ตชั้นนอกมีรูปร่างใกล้เคียงทรงกลมมากกว่า
=== หลังจากพ้นลำดับหลัก ===

มวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พบรอบดาวฤกษ์ที่พ้นจากลำดับหลักมาแล้วนั้นเกิดจากการขับมวลออกจากดาวฤกษ์ใจกลาง มวลสารรอบดาวฤกษ์นั้นมีรูปร่างหลากหลายตั้งแต่เปลือกสมมาตรทรงกลมไปจนถึงโครงสร้างที่มีสมมาตรแบบหมุนคล้ายแผ่นจาน โครงสร้างของมวลสารรอบดาวฤกษ์ของดาวยักษ์ในแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับนั้นเกือบจะเป็นทรงกลมเมื่อดูในภาพรวม แต่เมื่อวิวัฒนาการต่อไปจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ มักจะแสดงรูปร่างที่มีสมมาตรแบบหมุน เช่น แผ่นจานรีหรือเป็นเส้นกระจายออกไปจากสองขั้วเหนือใต้ ดาวฤกษ์หลังแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับซึ่งเป็นช่วงที่อยู่ในระหว่างวิวัฒนาการช่วงนั้นถูกคาดการณ์กันมานานแล้วว่าน่าจะมีจานรอบดาวฤกษ์ และเพิ่งจะมีการพบหลักฐานโดยตรง
ตัวอย่างเช่น จากการสังเกตการณ์อินเทอร์เฟอโรเมทรีที่มีความละเอียดสูงได้ตรวจพบจานรอบดาวฤกษ์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในเท่ากับ 10 AU รอบดาว IRAS 08544-4431 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์หลังวิวัฒนาการผ่านแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับ คาดกันว่าโครงสร้างคล้ายแผ่นจานที่พบในดาวฤกษ์ระยะสุดท้ายนั้นมีความเกี่ยวข้องกับระบบดาวคู่ รวมถึงสำหรับกรณีของ IRAS 08544-4431 นี้ก็เช่นเดียวกัน

แม้ว่าจะตรวจพบโครงสร้างรอบดาวฤกษ์ที่ไม่มีความสมมาตรเป็นทรงกลมในดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้วจำนวนมาก แต่ก็ไม่พบหลักฐานโดยตรงว่ามีแผ่นจานอยู่ หลักฐานทางอ้อมบ่งชี้ว่าดาวประเภทที่เป็นไปได้มากที่สุดที่จะมีจานรอบดาวคือดาว B[e] ซึ่งมีการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วและอาจเป็นต้นกำเนิดแสงวาบรังสีแกมมา เป็นไปได้ที่จะก่อให้เกิดการสั่งสมมวลสารบนแถบเส้นศูนย์สูตรของดาว
=== ช่วงปลายชีวิตดาวฤกษ์ ===
มีการพบว่าดาวแคระขาวบางดวงมีการแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรดมากเป็นพิเศษ ซึ่งเชื่อว่ามีสาเหตุมาจากแผ่นจานรอบดาวฤกษ์ที่ประกอบขึ้นจากฝุ่น ฝุ่นที่ประกอบเป็นจานนั้นเชื่อว่าเป็นซากของวัตถุท้องฟ้าซึ่งครั้งหนึ่งเคยก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ เช่น ดาวเคราะห์น้อย
นอกจากนี้ ดาวมวลอัดแน่นอย่าง ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และ หลุมดำ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในวัตถุท้องฟ้าซึ่งดาวปฐมภูมิของระบบดาวคู่แบบใกล้ชิดได้ถึงจุดสิ้นสุดและกลายเป็นดาวมวลอัดแน่นไปแล้ว ก๊าซจะหมุนรอบดาวมวลอัดแน่นไปในขณะที่ค่อย ๆ ตกลงสู่ในกลางเรื่อย ๆ ซึ่งอาจเกิดเป็นจานพอกพูนมวลขึ้น
=== ระบบดาวคู่ ===

เมื่อเกิดการรวบรวมก๊าซขึ้นในระบบดาวคู่ ก็อาจก่อตัวเป็นจานขึ้นมาในระบบดาวคู่นั้นได้ ระบบดาวคู่ที่สั่งสมก๊าซซึ่งมีโมเมนตัมเชิงมุมมักจะก่อตัวเป็นจานได้ง่าย จานในระบบดาวคู่อาจแบ่งออกเป็น 3 ประเภท
จานรอบดาวปฐมภูมิ (ดาวฤกษ์มวลมากกว่าใน 2 ดวง) สามารถก่อตัวขึ้นได้หากก๊าซที่สะสมมีโมเมนตัมเชิงมุมอยู่
จานรอบดาวทุติยภูมิ (ดาวฤกษ์มวลน้อยกว่า) โดยปกติจะไม่สามารถก่อตัวได้ เว้นแต่ก๊าซที่สั่งสมจะมีโมเมนตัมเชิงมุมสูงเพียงพอ ขนาดโมเมนตัมเชิงมุมที่จำเป็นนั้นจะพิจารณาจากอัตราส่วนมวลของดาวฤกษ์ปฐมภูมิต่อดาวฤกษ์ทุติยภูมิ
จานรอบดาวคู่ (circumbinary disc) เป็นจานที่ก่อตัวขึ้นล้อมรอบทั้งดาวปฐมภูมิและดาวทุติยภูมิ โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในใหญ่กว่าวงโคจรของดาวคู่ เชื่อกันว่าจานรอบดาวคู่มีมวลสูงสุดอยู่ที่ 0.5% ของมวลดวงอาทิตย์ ระบบดาวที่มีจานรอบดาวคู่อยู่ได้แก่ GG Tauri เป็นต้น
จานมักมีลักษณะสมมาตรและก่อตัวในระนาบการโคจรของระบบดาวคู่ แต่อาจได้รับผลกระทบจากปรากฏการณ์ของบาร์ดีน–เพตเตอร์สัน สนามแม่เหล็กขั้วคู่ที่ไม่สม่ำเสมอ ความดันรังสี และแรงน้ำขึ้นลง ทำให้แผ่นจานอาจบิดตัวหรือเอียง ตัวอย่างของจานแบบเอียงสามารถพบได้ใน Her X-1, SS 433 เป็นต้น การแผ่รังสีเอกซ์จะลดลงและเพิ่มขึ้นเป็นคาบ 30 ถึง 300 วัน ซึ่งนานกว่าคาบการโคจรของดาวคู่มาก สันนิษฐานว่าเกิดจากการหมุนควงของจานรอบดาวฤกษ์ปฐมภูมิหรือจานรอบดาวคู่ ซึ่งโดยปกติจะโคจรกลับทิศเมื่อเทียบกับวงโคจรของดาวคู่
== วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์ ==




วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์อาจแบ่งออกเป็นหลายขั้นตอนตามการเปลี่ยนแปลงตามช่วงวิวัฒนาการของโครงสร้างและส่วนประกอบหลัก
วิธีการจำแนกแบบหนึ่งคือดูที่ขนาดของอนุภาค เช่น ฝุ่น ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของจาน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีระยะที่อนุภาคขนาด 1 μm ลงมาเป็นองค์ประกอบหลัก, ระยะที่อนุภาคเติบโตกลายเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้น, ระยะที่มีความหนาแน่นมากขึ้นและก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ก่อนเกิด และ ระยะที่เติบโตต่อไปอีกจนเกิดเป็นระบบดาวเคราะห์ขึ้น
อีกทางเลือกหนึ่ง จากปริมาณของก๊าซและแบบจำลองของการก่อตัวดาวทางทฤษฎี อาจจำแนกออกเป็น 3 ขั้นตอนดังนี้
จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด เป็นจานที่มีสสารดั้งเดิมจำนวนมาก เช่น ก๊าซและฝุ่น ซึ่งอาจก่อตัวเป็นดาวเคราะห์
จานช่วงเปลี่ยนผ่าน คือจานที่ก๊าซและฝุ่นหมดลงและอยู่ในตำแหน่งระหว่างจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์และจานเศษซาก ขนาดของอนุภาคฝุ่นจะใหญ่กว่าขนาดของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด และความหนาของเส้นรอบวงรอบนอกของจานก็ลดลงด้วย เมื่อวิวัฒนาการดำเนินไป จะมีรูปรากฏขึ้นตรงกลางของจาน
จานเศษซาก เป็นจานที่ประกอบด้วยฝุ่นละเอียด และก๊าซที่เกิดจากการชนกันและการกลายเป็นไอ โดยอาจมีก๊าซอยู่เพียงเล็กน้อยหรือในบางกรณีอาจไม่มีเลย ก๊าซที่มีอยู่ก่อนและอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กจะกระจายหายไปหรือถูกจับโดยดาวเคราะห์
ในระบบสุริยะ ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ในระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ (สุริยวิถี) ที่เกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยหรือการกลายเป็นไอของดาวหางสามารถเห็นเป็นแสงจักรราศีจากบนโลก
นอกจากนี้ ในระหว่างการวิวัฒนาการจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดไปสู่จานเศษซาก สามารถสังเกตเห็นการลดลงของจำนวนอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กระดับมิลลิเมตรในบริเวณรอบนอกของจานการเพิ่มขึ้นของปริมาณฝุ่นอุณหภูมิสูงในบริเวณวงในของจาน และการหายไปของก๊าซ
=== กระบวนการกระจายหายไป ===
หนึ่งในปรากฏการณ์สำคัญที่เกิดจากวิวัฒนาการของจานรอบดาวคือการกระจายหายไปของมวลสาร การวิจัยศึกษากระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในแต่ละขั้นตอนวิวัฒนาการของจานรอบดาว ร่วมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ใจกลางนั้น จะให้เบาะแสเกี่ยวกับมาตราส่วนเวลาวิวัฒนาการ ตัวอย่างเช่น จากผลการสังเกตการณ์กระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในจานช่วงเปลี่ยนผ่าน (จานที่มีรูภายใน) ได้ประมาณอายุเฉลี่ยของจานรอบดาวฤกษ์ไว้ประมาณ 10 ล้านปี
ยังไม่มีทฤษฎีที่เป็นที่ยอมรับแน่ชัดเกี่ยวกับกลไกของกระบวนการกระจายหายไป รวมถึงช่วงระยะหรือมาตราส่วนเวลาที่กระบวนการกระจายหายไปเกิดขึ้น มีการเสนอสมมติฐานหลายข้อและลักษณะเชิงสังเกตการณ์ที่คาดการณ์ไว้ของจานเพื่ออธิบายกระบวนการกระจายหายไปของจานรอบดาวฤกษ์ สมมติฐานหลัก ๆ เช่น ฝุ่นจะทึบแสงน้อยลงเมื่อเติบโตเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้นจึงสังเกตได้ยากขึ้น หรืออาจเกิดจากการระเหยด้วยแสงเนื่องจากโฟตอนของรังสีเอกซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตที่มาจากดาวที่ใจกลาง (หรือ ลมดาวฤกษ์) หรืออาจเป็นเพราะได้รับอิทธิพลดาวเคราะห์ยักษ์ที่ก่อกำเนิดขึ้นภายในจาน
ระยะเวลาของกระบวนการกระจายหายไปนั้นคาดว่าจะค่อนข้างสั้น มีวัตถุท้องฟ้าที่ดูเหมือนว่าจะเกิดการกระจายหายไปทั้งวงด้านในและวงรอบนอกของจานรอบดาวฤกษ์เกือบพร้อม ๆ กัน หรืออาจเริ่มกระจายหายไปจากส่วนด้านในแล้วไล่ไปยังด้านนอก โดยคาดว่าอาจใช้เวลาประมาณ 5 แสนปีตั้งแต่เริ่มเกิดการกระจายจนหายไปหมด
=== วิวัฒนาการทางกลศาสตร์ ===
จานรอบดาวฤกษ์จะไม่อยู่ในสภาวะสมดุล โดยจะค่อย ๆ เสียสมดุลและเกิดการเปลี่ยนแปลงไป ความหนาแน่นต่อพื้นที่จาน \sigma คำนวณได้จาก
\frac{\partial \Sigma}{\partial t} = \frac{3}{r} \frac{\partial}{\partial r} \left[ r^{1/2} \frac{\partial}{\partial r} \nu \Sigma r^{1/2} \right]
ในที่นี้ r คือระยะห่างแนวรัศมีจากจุดศูนย์กลางของจาน ส่วน \nu แสดงค่าความหนืด ที่ตำแหน่ง r สมการนี้ถือว่าแผ่นจานเป็นแบบมีแกนสมมาตร ไม่มีความแตกต่างในโครงสร้างตามแนวความหนาของแผ่นจาน
ความหนืดของจาน ซึ่งอาจเกิดขึ้นจากตัวโมเลกุล หรือความปั่นป่วน จะทำให้เกิดการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไปยังด้านนอกของจาน แล้วในที่สุดจะทำให้มวลจำนวนมากไปพอกพูนเข้าที่ส่วนดาวฤกษ์ใจกลาง อัตราการเพิ่มมวลสู่ดาวฤกษ์ใจกลาง \dot{M} ขึ้นอยู่กับค่าความหนืด \nu โดยคำนวณได้ดังนี้
\dot{M} = 3 \pi \nu \Sigma \left[ 1 - \sqrt{\frac{r_\text{in}}{r}} \right]^{-1}
ในที่นี้ r_\text{in} คือเส้นผ่านศูนย์กลางด้านในของแผ่นจาน
== อ้างอิง ==
}}
Image Gallery of Dust disks (from Paul Kalas, "Circumstellar Disk Learning Site)"
== อ่านเพิ่ม ==
จานพอกพูนมวล
ดาวเคราะห์นอกระบบ
กำเนิดและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ
วัตถุทางดาราศาสตร์
จานรอบดาวฤกษ์
เนบิวลา