วิกิพีเดีย

ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ระบบสุริยะ"

เรียกดูประวัติแบบโต้ตอบ
← การแก้ไขก่อนหน้าการแก้ไขถัดไป →
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
เห็นภาพข้อความวิกิ
บรรทัด 113:
{{บทความหลัก|ดวงอาทิตย์}}
 
[[ดวงอาทิตย์]] คือ หมานรกร้อนจัดที่มี สตางค์ นัท ยู
[[ดวงอาทิตย์]] คือ[[ดาวฤกษ์]]ดวงแม่ที่เป็นหัวใจของระบบสุริยะ มีขนาดประมาณ 332,830 เท่าของ[[มวล]]ของ[[โลก]] ด้วยปริมาณมวลที่มีอยู่มหาศาลทำให้ดวงอาทิตย์มีความหนาแน่นภายในที่สูงมากพอจะทำให้เกิดปฏิกิริยา[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]]อย่างต่อเนื่อง และปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมา โดยมากเป็นพลังงานที่แผ่ออกไปในลักษณะของ[[คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]] เช่น [[แสง]]
 
ดวงอาทิตย์จัดว่าเป็น[[ดาวแคระเหลือง]]ขนาดใหญ่ปานกลาง ทว่าเมื่อเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์อื่นๆ ที่อยู่ใน[[ทางช้างเผือก|ดาราจักรของเรา]] ถือได้ว่าดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่และสว่างมาก [[การจัดประเภทของดาวฤกษ์]]นี้เป็นไปตาม[[ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์]] ซึ่งเป็นแผนภูมิของกราฟระหว่างความสว่างของดาวฤกษ์เทียบกับ[[อุณหภูมิ]]พื้นผิว โดยทั่วไปดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิสูงกว่ามักจะสว่างกว่า ซึ่งดาวฤกษ์ใดๆ ที่มีคุณสมบัติเป็นไปดังที่ว่ามานี้ก็จะเรียกว่าเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใน[[แถบลำดับหลัก]] ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่บนแถบลำดับหลักโดยอยู่ในช่วงกึ่งกลางทางด้านขวา แต่มีดาวฤกษ์จำนวนไม่มากนักที่จะสว่างกว่าและมีอุณหภูมิสูงกว่าดวงอาทิตย์ของเรา ส่วนมากจะอ่อนแสงกว่าและมีอุณหภูมิต่ำกว่าทั้งนั้น<ref>Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. (2001). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2001udns.conf..119S "The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars"]. Perkins Observatory. เก็บข้อมูลเมื่อ 2006-12-26.</ref>
 
เชื่อว่าตำแหน่งของดวงอาทิตย์บนแถบลำดับหลักนั้นจัดได้ว่าอยู่ใน "ช่วงรุ่งโรจน์ของยุค" ของอายุดาวฤกษ์ มันยังมีไฮโดรเจนมากเพียงพอที่จะสร้างปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันไปอีกนาน ดวงอาทิตย์กำลังเพิ่มพูนความสว่างมากขึ้น ในอดีตดวงอาทิตย์เคยมีความสว่างเพียงแค่ 70% ของความสว่างอย่างที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน<ref>Nir J. Shaviv. "[http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0306/0306477v2.pdf Towards a Solution to the Early Faint Sun Paradox: A Lower Cosmic Ray Flux from a Stronger Solar Wind]". Journal of Geophysical Research. doi:10.1029. เก็บข้อมูลเมื่อ 26 มกราคม 2009.</ref>
 
ดวงอาทิตย์จัดเป็นดาวฤกษ์ชนิด[[ดารากร 1]] ถือกำเนิดขึ้นในช่วงปลายๆ ของวิวัฒนาการของเอกภพ มีองค์ประกอบธาตุหนักที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียม (ในภาษาดาราศาสตร์จะเรียกว่า "[[ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)|โลหะ]]") มากกว่าดาวฤกษ์ชนิด[[ดารากร 2]] ซึ่งมีอายุมากกว่า<ref>{{cite journal |author=T. S. van Albada, Norman Baker |title=On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters |journal=Astrophysical Journal |volume=185 |year=1973 |pages=477–498 |doi=10.1086/152434}}</ref> ธาตุหนักเหล่านี้ก่อกำเนิดขึ้นจากแก่นกลางของดาวฤกษ์โบราณที่ระเบิดออก ดังนั้นดาวฤกษ์ในยุคแรกเริ่มจึงต้องแตกดับไปเสียก่อนจึงจะทำให้เอกภพเต็มไปด้วยอะตอมธาตุเหล่านี้ได้ ดาวฤกษ์ที่มีอายุเก่าแก่มากๆ จะไม่ค่อยมีองค์ประกอบโลหะมากนัก ขณะที่ดาวฤกษ์ที่เกิดในยุคหลังจะมีโลหะมากกว่า สันนิษฐานว่า การมีองค์ประกอบโลหะจำนวนมากนี้น่าจะเป็นสาเหตุสำคัญที่ทำให้ดวงอาทิตย์สามารถสร้าง[[ระบบดาวเคราะห์]]ของตัวเองขึ้นมาได้ เพราะดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นมาจากการรวมตัวกันของธาตุหนักเหล่านั้น<ref> {{cite web |title=An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect |author=Charles H. Lineweaver |work=University of New South Wales |date=2001-03-09 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012399 |accessdate=2006-07-23}}</ref>
 
=== สสารระหว่างดาวเคราะห์ ===
[[ไฟล์:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|200px|ภาพจำลองโครงสร้าง แผ่นกระแสเฮลิโอสเฟียร์]]
{{บทความหลัก|สสารระหว่างดาวเคราะห์}}
 
นอกเหนือจาก[[แสง]] ดวงอาทิตย์ยังแผ่รังสีที่ประกอบด้วยกระแสของประจุอนุภาคจำนวนมากต่อเนื่องกัน (เป็น[[พลาสมา]]ชนิดหนึ่งที่รู้จักกันในชื่อ [[ลมสุริยะ]]) กระแสประจุนี้แผ่ออกไปด้วยความเร็วประมาณ 1.5 ล้านกิโลเมตรต่อชั่วโมง<ref>{{cite web |title=Solar Physics: The Solar Wind |work=Marshall Space Flight Center |date=2006-07-16<!--Internet Archive estimate--> |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml |accessdate=2006-10-03}}</ref> ทำให้เกิดชั้นบรรยากาศบางๆ ขึ้น เรียกว่า [[เฮลิโอสเฟียร์]] ที่แผ่ปกคลุมทั่วระบบสุริยะออกไปเป็นระยะทางอย่างน้อย 100 หน่วยดาราศาสตร์ (ดูเพิ่มที่ [[เฮลิโอพอส]]) ทั้งหมดนี้เป็นสิ่งที่เรียกกันว่า [[สสารระหว่างดาวเคราะห์]] พายุแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกิดขึ้นบนพื้นผิวดวงอาทิตย์เช่น โซลาร์แฟลร์ หรือลำอนุภาคโคโรนา จะทำให้เกิดการรบกวนต่อเฮลิโอสเฟียร์ และสร้างสภาวะที่เรียกว่า space weather ขึ้น<ref name="SunFlip">{{cite web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |title=The Sun Does a Flip |accessdate=2007-02-04 |last=Phillips |first=Tony |date=2001-02-15 |work=Science@NASA}}</ref> สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ที่หมุนวนไปสร้างผลกระทบต่อสสารระหว่างดาวเคราะห์ ทำให้เกิดแผ่นกระแสเฮลิโอสเฟียร์ (heliospheric current sheet) ขึ้น ซึ่งถือเป็นโครงสร้างที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ<ref>{{cite web |title=Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet |work=Wilcox Solar Observatory |url=http://quake.stanford.edu/~wso/gifs/HCS.html |accessdate=2006-06-22}}</ref>
 
[[สนามแม่เหล็กของโลก]]ช่วยป้องกันชั้นบรรยากาศเอาไว้มิให้เกิดปฏิกิริยากับลมสุริยะ ขณะที่ดาวศุกร์กับดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็ก ลมสุริยะจึงขับไล่ชั้นบรรยากาศของดาวทั้งสองจนสูญหายไปหมด<ref>Lundin, Richard (2001-03-09). "Erosion by the Solar Wind". ''Science'' '''291''' (5510) : 1909. DOI:[http://dx.doi.org/10.1126/science.1059763 10.1126/science.1059763] [http://sciencemag.org/cgi/content/summary/291/5510/1909 abstract] [http://sciencemag.org/cgi/content/full/291/5510/1909 full text].</ref> การปะทะระหว่างลมสุริยะกับสนามแม่เหล็กของโลกทำให้เกิดปรากฏการณ์[[ออโรรา]] หรือแสงเหนือ-แสงใต้ ที่พบเห็นบริเวณใกล้ขั้วโลก
 
[[รังสีคอสมิก]] มีกำเนิดมาจากห้วงอวกาศอื่นนอกระบบสุริยะ เฮลิโอสเฟียร์ทำหน้าที่ปกป้องระบบสุริยะเอาไว้ส่วนหนึ่ง โดยสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์ (สำหรับดวงที่มี) ก็ช่วยทำหน้าที่ป้องกันรังสีด้วยอีกส่วนหนึ่ง ความหนาแน่นของรังสีคอสมิกใน[[สสารระหว่างดาว]]กับความเข้มของสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์จะเปลี่ยนแปลงไปเมื่อเวลาผ่านไปนานๆ ดังนั้นระดับของการแผ่รังสีคอสมิกในระบบสุริยะจึงไม่แน่ไม่นอน แต่จะมีอยู่เป็นปริมาณเท่าใดไม่อาจระบุได้<ref name="Langner_et_al_2005">{{cite journal |last=Langner |first=U. W. |coauthors=M.S. Potgieter |year=2005 |title=Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays |journal=Advances in Space Research |volume=35 |issue=12 |pages=2084–2090 |doi=10.1016/j.asr.2004.12.005 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AdSpR..35.2084L |accessdate=2007-02-11}}</ref>
 
สสารระหว่างดาวเคราะห์เป็นแหล่งกำเนิดของย่านแผ่นจาน[[ฝุ่นคอสมิก]]อย่างน้อย 2 แห่ง แห่งแรกคือเมฆฝุ่นจักรราศี ซึ่งอยู่ในระบบสุริยะชั้นในและเป็นต้นเหตุการเกิด[[แสงจักรราศี]] โดยมากเป็นเศษชิ้นส่วนในแถบดาวเคราะห์น้อยที่เกิดขึ้นจากการปะทะกับดาวเคราะห์<ref>{{cite web |year=1998 |title=Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud |url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/1997/zodiac/backman/IIIc.html |accessdate=2007-02-03}}</ref> แผ่นจานฝุ่นแห่งที่สองแผ่ครอบคลุมพื้นที่ตั้งแต่ระยะ 10 หน่วยจนถึง 40 หน่วยดาราศาสตร์ ซึ่งน่าจะเกิดขึ้นจากการปะทะในลักษณะเดียวกันใน[[แถบไคเปอร์]]<ref>{{cite web |year=2003 |title=ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets |work=ESA Science and Technology |url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=29471 |accessdate=2007-02-03}}</ref><ref>{{cite journal |last=Landgraf |first=M. |coauthors=Liou, J.-C.; Zook, H. A.; Grün, E. |month=May |year=2002 |title=Origins of Solar System Dust beyond Jupiter |journal=The Astronomical Journal |volume=123 |issue=5 |pages=2857–2861 |doi=10.1086/339704 |url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/123/5/2857/201502.html |accessdate=2007-02-09}}</ref>
 
== ระบบสุริยะชั้นใน ==
เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/wiki/ระบบสุริยะ"