ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ระบบสุริยะ"

[[ไฟล์:M42proplyds.jpg|thumb|ภาพถ่ายแผ่นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดใน[[เนบิวลานายพราน]] จาก[[กล้องฮับเบิล]] แสดงให้เห็น "แหล่งอภิบาลดาวฤกษ์" ที่กว้าง 1 ปีแสง มีลักษณะคล้ายคลึงกับเนบิวลาในยุคโบราณซึ่งฟูมฟักดวงอาทิตย์ของเราให้ถือกำเนิดขึ้น]]
 
นัทมีเรีย รังสียูวี
ระบบสุริยะถือกำเนิดขึ้นจากการแตกสลายด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของ[[เมฆโมเลกุล]]ขนาดยักษ์เมื่อกว่า 4,600 ล้านปีมาแล้ว เมฆต้นกำเนิดนี้มีความกว้างหลายปีแสง และอาจเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์อื่นอีกจำนวนมาก<ref name="Arizona">{{cite web |title=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System |url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |work=University of Arizona |accessdate=2006-12-27}}</ref>
 
เมื่อย่าน[[เนบิวลาสุริยะ|เนบิวลาก่อนสุริยะ]] ซึ่งน่าจะเป็นจุดกำเนิดของระบบสุริยะ<ref>{{cite web |title=The chemical composition of the pre-solar nebula |author=Irvine, W. M. |work=Amherst College, Massachusetts |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983coex....1....3I |accessdate=2007-02-15}}</ref>เกิดแตกสลายลง [[โมเมนตัมเชิงมุม]]ที่มีอยู่ทำให้มันหมุนตัวไปเร็วยิ่งขึ้น ที่ใจกลางของย่านซึ่งเป็นศูนย์รวมมวลอันหนาแน่นมีอุณหภูมิเพิ่มสูงมากขึ้นกว่าแผ่นจานที่หมุนอยู่รอบๆ<ref name="Arizona" /> ขณะที่เนบิวลานี้หดตัวลง มันก็เริ่มมีทรงแบนยิ่งขึ้นและค่อยๆ ม้วนตัวจนกลายเป็น[[จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด]] ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางราว 200 [[หน่วยดาราศาสตร์|AU]]<ref name="Arizona" /> พร้อมกับมี[[ดาวฤกษ์ก่อนเกิด]]ที่หนาแน่นและร้อนจัดอยู่ ณ ใจกลาง<ref>Greaves, Jane S. (2005-01-07). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". ''Science'' '''307''' (5706) : 68–71. DOI:[http://dx.doi.org/10.1126/science.1101979 10.1126/science.1101979] [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;307/5706/68 abstract] [http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/307/5706/68 full text].</ref><ref>{{cite web |date=2000-04-05 |url=http://www7.nationalacademies.org/ssb/detectionch3.html |title=Present Understanding of the Origin of Planetary Systems |publisher=National Academy of Sciences |accessdate=2007-01-19 }}</ref> เมื่อ[[วิวัฒนาการของดาวฤกษ์|การวิวัฒนาการ]]ดำเนินมาถึงจุดนี้ เชื่อว่าดวงอาทิตย์ได้มีสภาพเป็น[[ดาวฤกษ์ชนิด T Tauri]] ผลจากการศึกษาดาวฤกษ์ชนิด T Tauri พบว่ามันมักมีแผ่นจานของมวลสารดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีมวลประมาณ 0.001-0.1 เท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์]] กับมวลของเนบิวลาในตัวดาวฤกษ์เองอีกเป็นส่วนใหญ่จำนวนมหาศาล<ref name="Kitamara">{{cite conference | author=M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida | title=Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm | booktitle=The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I | year=2003 | publisher=Astronomical Society of the Pacific Conference Series | volume=289 | editor=Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.) | pages=85 | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?2003ASPC..289...85M&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf | format=PDF}}</ref> ดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นจาก[[แผ่นจานรวมมวล]]เหล่านี้<ref>{{cite journal | doi= 10.1086/429160 | title= Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation | year= 2005 | author= Boss, A. P. | journal= The Astrophysical Journal | volume= 621 | pages= L137}}</ref>
 
ภายในช่วงเวลา 50 ล้านปี ความดันและความหนาแน่นของไฮโดรเจนที่ใจกลางของดาวฤกษ์ก่อนเกิดก็มีมากพอจะทำให้เกิดปฏิกิริยา[[นิวเคลียร์ฟิวชั่น]]ขึ้นได้<ref name=Yi2001>{{cite journal | author= Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes | title=Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The <math>Y^{2}</math> Isochrones for Solar Mixture | journal=Astrophysical Journal Supplement | year=2001 | volume=136 | pages=417 | doi=10.1086/321795 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJS..136..417Y}} arXiv [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0104292 astro-ph/0104292]</ref> ทั้งอุณหภูมิ อัตราการเกิดปฏิกิริยา ความดัน ตลอดจนความหนาแน่นต่างเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งถึง[[สภาวะสมดุลอุทกสถิต]] โดยมีพลังงานความร้อนที่มากพอจะต้านทานกับการหดตัวของแรงโน้มถ่วงได้ ณ จุดนี้ดวงอาทิตย์จึงได้วิวัฒนาการเข้าสู่[[แถบลำดับหลัก]]อย่างสมบูรณ์<ref>{{cite journal | author=A. Chrysostomou, P. W. Lucas | title=The Formation of Stars | journal=Contemporary Physics | year=2005 | volume=46 | pages=29 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ConPh..46...29C | doi=10.1080/0010751042000275277}}</ref>
 
[[ไฟล์:redgiantsun.gif|thumb|left|ภาพวาดโดยศิลปินแสดงให้เห็นวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์<br />ซ้าย: ดวงอาทิตย์ของเราในปัจจุบันซึ่งอยู่ในแถบลำดับหลัก<br />กลาง: ดาวยักษ์แดง<br />ขวา: ดาวแคระขาว]]
ระบบสุริยะจะดำรงสภาพอย่างที่เรารู้จักกันในปัจจุบันนี้ไปตราบจนกระทั่งดวงอาทิตย์ได้วิวัฒนาการจนออกพ้นจากแถบลำดับหลักบน[[ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์]] เมื่อดวงอาทิตย์เผาผลาญเชื้อเพลิงไฮโดรเจนภายในไปเรื่อยๆ พลังงานที่คอยค้ำจุนแกนกลางของดาวอยู่ก็จะลดน้อยถอยลง ทำให้มันหดตัวและแตกสลายลงไป การหดตัวจะทำให้แรงดันความร้อนในแกนกลางเพิ่มมากขึ้น และทำให้มันยิ่งเผาผลาญเชื้อเพลิงเร็วขึ้น ผลที่เกิดคือดวงอาทิตย์จะส่องสว่างมากยิ่งขึ้นโดยมีอัตราเพิ่มขึ้นประมาณ 10% ในทุกๆ 1,100 ล้านปี<ref>{{cite web|title=Science: Fiery future for planet Earth |author=Jeff Hecht |work=NewScientist |url=http://www.newscientist.com/article/mg14219191.900.html |year=1994 |accessdate=2007-10-29}}</ref>
 
ในอีกประมาณ 5,400 ล้านปีข้างหน้า ไฮโดรเจนในแกนกลางของดวงอาทิตย์จะเปลี่ยนไปเป็นฮีเลียมทั้งหมด ซึ่งเป็นอันจบกระบวนการวิวัฒนาการบนแถบลำดับหลัก ในเวลานั้น ชั้นผิวรอบนอกของดวงอาทิตย์จะขยายใหญ่ขึ้นประมาณ 260 เท่าของขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางในปัจจุบัน ดวงอาทิตย์จะกลายเป็น[[ดาวยักษ์แดง]] การที่พื้นผิวของดวงอาทิตย์ขยายตัวขึ้นอย่างมหาศาล ทำให้อุณหภูมิที่พื้นผิวของมันเย็นลงยิ่งกว่าที่เคยเป็นเมื่ออยู่บนแถบลำดับหลัก (ตำแหน่งเย็นที่สุดคือ 2600 K) <ref>{{cite journal|author= K. P. Schroder, Robert Cannon Smith|title= Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=386 |pages=155-163 | year=2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S }}</ref>
 
สิ่งที่เกิดขึ้นตามมาก็คือ ชั้นผิวนอกของดวงอาทิตย์จะแตกสลาย กลายไปเป็น[[ดาวแคระขาว]] คือวัตถุที่มีความหนาแน่นอย่างยิ่งยวด มวลประมาณครึ่งหนึ่งของมวลดั้งเดิมของดวงอาทิตย์จะอัดแน่นอยู่ในพื้นที่ของวัตถุขนาดประมาณเท่ากับโลก<ref>{{cite web|author=Pogge, Richard W.|year=1997|url=http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html|title=The Once & Future Sun|format=lecture notes|work=[http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]|accessdate=2005-12-07}}{{ลิงก์เสีย|date=กันยายน 2551}}</ref> การแตกสลายของชั้นผิวรอบนอกของดวงอาทิตย์จะทำให้เกิดปรากฏการณ์ที่เรียกว่า [[เนบิวลาดาวเคราะห์]] ซึ่งเป็นการส่งคืนสสารต่างๆ อันประกอบขึ้นเป็นดวงอาทิตย์กลับคืนให้แก่[[สสารระหว่างดาว]]
 
{{clear}}
== โครงสร้าง ==
[[ไฟล์:Oort cloud Sedna orbit-th.svg|thumb|450px|ขนาดวงโคจรของวัตถุต่างๆ ในระบบสุริยะ จากเล็กไปใหญ่ เริ่มจากด้านซ้านบนวนตามเข็มนาฬิกา]]
ผู้ใช้นิรนาม