วันอังคารที่ 19 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2556

ดวงอาทิตย์




      ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่มีขนาดไม่ใหญ่นัก  มีตำแหน่งอยู่ที่ตรงมุมหนึ่งของกาแล็กซีของเรา  ซึ่งบางทีอาจจะเป็นตำแหน่งที่ไม่อาจจะมองเห็นจากดาวเคราะห์ดวงหนึ่งดวงใดที่เป็นบริวารของดาวฤกษ์อื่นก็ได้  การดำรงชีวิตของเราต้องอาศัยดวงอาทิตย์  และเพราะว่าดวงอาทิตย์อยู่ใกล้กับโลกมากทำให้มีการศึกษาเกี่ยวกับดวงอาทิตย์มากที่สุดอันทำให้รู้จักมันได้ดีกว่าที่รู้จักดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ


ส่วนประกอบ (COMPOSION)

       ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ ์ประเภทดาวแคระเหลือง (yellow dwarf)  ดวงหนึ่งจัดเป็นดาวฤกษ์ขนาดย่อม  แต่เพราะว่ามันอยู่ห่างจากโลกราว  93  ล้านไมล์ ( 150  ล้านกิโลเมตร)  ดวงอาทิตย์จึงเป็นดาวฤกษ์บนฟากฟ้าที่สำคัญที่สุดสำหรับเรา  ดวงอาทิตย์เป็นลูกกลมดวงใหญ่ที่ประกอบด้วยก๊าซฮีเลียมประมาณร้อยละ  24  ไฮโดรเจนร้อยละ  75  และธาตุอื่น ๆ อีกประมาณร้อยละ  1 ภายในดวงอาทิตย์มีปฏิกิริยาการหลอมนิวเคลียส (nuclear fusion reactions)  ดำเนินอยู่ ส่งผลให้อะตอมของไฮโดรเจนหลอมรวมกันเกิดเป็นอะตอมของฮีเลียมซึ่งมีน้ำหนักมากกว่าเล็กน้อยและให้พลังงานออกมาด้วย  พลังงานนี้แผ่ผ่านอวกาศมาถึงโลกทำให้สิ่งมีชีวิตเกิดขึ้นและดำรงอยู่ได้

การสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ (OBSERVING THE SUN)

          ท่านต้องไม่สังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ด้วยตาเปล่าโดยตรง  เนื่องจากอาจทำให้ท่านตาบอดได้  โดยเฉพาะอย่างยิ่งต้องไม่ดุด้วยกล้องสองตา หรือกล้องโทรทรรศน์เป็นอันขาด ในการสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ชนิดพิเศษเท่านั้น  กล้องโทรทรรศน์ชนิดพิเศษเท่านั้น  กล้องโทรทรรศน์ชนิดพิเศษนี้จะติดที่กรองแสงและทำงานโดยการสะท้อนภาพลงบนกระจก  ตัวรับภาพจะเป็นถังขนาด   ใหญ่ปลายใบอยู่ทางด้านล่างของตัวกล้องสำหรับใช้ในการศึกษาการแผ่รังสีที่มาจากใจกลางของดวงอาทิตย์  สำหรับข้อมูลที่สำคัญเกี่ยวกับโครงสร้างของดวงอาทิตย์จะถูกรวบรวมโดยดาวเทียม  ยานอวกาศ และห้องทดลองที่ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศ
           ถ้าเราดูภูมิประเทศอันเป็นพื้นราบที่อยู่ท่ามกลางแสงแดด  เราจะเห็นว่าแสงแดดสาดส่องทาบทับไปบนทุกสิ่งอย่างสม่ำเสมอกันเราไม่อาจจะมองดูดวงอาทิตย์ด้วยตาเปล่าได้  เพราะจะเป็นการเสี่ยงมากถึงขนาดที่ทำให้ตาบอดได้  แต่ถ้าเราดูดวงอาทิตย์ด้วยกล้องโทรทัศน์สุริยะ (Solar telescope) ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์สำหรับใช้ดูดวงอาทิตย์โดยเฉพาะ  เราจะสังเกตเห็นว่าพื้นผิวของดวงอาทิตย์เป็นเหมือนกับท้องทะเลอันกว้างใหญ่ไพศาล  เต็มไปด้วยคลื่นมากมายเหลือที่จะนับ  และมีจุดต่าง ๆ ซึ่งเคลื่อนที่ไปมา กับรัศมีอันโชติช่วงเจิดจ้าล้อมรอบดวงอาทิตย์อยุ่ด้วย  1 วง


โครงสร้าง  (STRUCTURE)

              ดวงอาทิตย์ประกอบขึ้นด้วยมวลก๊าซจำนวนมหาศาลซึ่งทำให้ใจกลาง (core) (1) ซึ่งเป็นส่วนในสุดที่ห้อมล้อมด้วยชั้นที่เย็นกว่าหลายชั้นนั้นร้อนจัดมาก  ที่ใจกลางดังกล่าวมีอุณหภูมิราว 36 ล้านองศาฟาเรนไฮต์   แต่ที่ผิวนอกร้อนเพียง  11,000  องศาเท่านั้น ตรงส่วนบนสุดของใจกลางเป็นเขตการแผ่รังสี ( radiant zone)  (2)  ซึ่งปลดปล่อยรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาภายนอก ถัดไปเป็นเขตการพา(convection zone) (3) ซึ่งเป็นที่ที่มีลำก๊าซมหิมาจำนวนมากผุดพลุ่งขึ้นและยุบลงสลับกัน  ถัดออกมาก็เป็นผิวนอกของดวงอาทิตย์ที่เรามองเห็นได้และรู้จักกันในชื่อของโฟโตสเฟียร์ (photosphere) (4) ซึ่งเป็นชั้นบาง ๆ เพียง ชั้นเดียว
            บนชั้นโฟโตสเฟียร์นี้ยังมีชั้นบาง ๆ อีก 1 ชั้นเรียกว่า โครโมสเฟียร์ (chromosphere)  ซึ่งหนาประมาณ 1,800 ไมล์ (3,000 กิโลเมตร) ถัดออกมาเป็นชั้นของก๊าซในสภาพเป็นไอออนที่มีความหนาแน่นต่ำและร้อนจัดมากพวยพุ่งออกมาจากดวงอาทิตย์เป็นระยะทางไกลซึ่งทำให้เห็นเป็นวงแสงสีรุ้งรอบดวงอาทิตย์เมื่อเกิดสุริยุปราคา  ชั้นของก๊าซนี้เรียกว่ากลดสุริยะ (solar corona)  เป็นชั้นที่ร้อนจัดมากชั้นหนึ่ง ทั้ง  2 ชั้นนี้ถือได้ว่าเป็นชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ (the Sun's atmoshere)


แสงสุริยะ (SOLAR LIGHT)

              การที่ดวงอาทิตย์มีการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (electromagnetic radiation) ออกมาได้เป็นปริมาณมากมายมหาศาลนั้นเป็นผลมาจากปฏิกิริยาภายในดวงอาทิตย์นั้นเอง รังสีที่แผ่ออกนี้ส่วนหนึ่งมาถึงโลกของเรา รังสีดังกล่าวมีความยามคลื่น  (wavelenght) ต่างกันมาก ตั้งแต่รังสีเอกซเรย์  (X-ray)  ไปจนถึงคลื่นวิทยุ (radio waves) ซึ่งเราสามารถมองเห็นได้ก็เฉพาะแต่ส่วนของรังสีที่อยู่ในรูปของแสงที่มองเห็นได้ (visible light) เท่านั้น แสงดังกล่าวที่สายตาเรามองเห็นเป็นสีขาวนั้นมีรังสีอยู่หลายชนิด แต่ละชนิดมีความยาวคลื่นต่าง ๆ กันนั่นก็คือมีสี  (color) ต่างกันด้วย


จุดดับในดวงอาทิตย์ (SUNSPORT)

           จุดดับในดวงอาทิตย์เป็นบริเวณของพื้นผิวดวงอาทิตย์ที่มีสีดำ  ซึ่งมีอุณหภูมิที่ต่ำกว่าพื้นผิวที่อยู่ด้านหลัง  จุดดับดังกล่าวปรากฎให้เห็นเฉพาะบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์เท่านั้น  ไม่ปรากฎว่าพบที่บริเวณขั้วทั้งสองของดวงอาทิตย์เลย  จัดดับเหล่านี้แต่ละจุดจะตรงส่วนกลางจะมืดกว่าส่วนอื่น ๆ และที่ขอบจะเป็นเงามืดน้อยกว่าส่วนกลาง  รูปร่างและขนาดของจุดดับเหล่านี้จะแปรเปลี่ยนไปอย่างมากตลอดเวลา จุดดับอาจจะเกิดขึ้นแล้วหายไปภายในไม่กี่ชั่วโมง  หรืออาจจะคงอยู่ได้เป็นหลาย ๆ เดือนกว่าจะหายไปก็ได้ขึ้นอยู่กับขนาดของมัน  จุดดับในดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ไปตามการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์มีจำนวนที่ไม่แน่นอน  แต่จะเพิ่มขึ้นหรือลดลงทุกรอบ 11 ปี ซึ่งรู้จักกันในชื่อของ วัฎจักรสุริยะ (solar cycle)


เปลวสุริยะ (SOLAR PROMINENCES)

           ชั้นโครโมสเฟียร์ (chromosphere) ของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิราว  180,000  องศา แต่เป็นชั้นที่มีความหนานแน่นไม่มากกนักและไม่ค่อยปลดปล่อยพลังงานใด ๆ ออกมา  ทว่าเป็นชั้นที่มีปรากฎการณ์หนึ่งที่น่าสนใจเป็นพิเศษกล่าวคือ มีเปลวไฟมหิมาแลบขึ้นไปจากพื้นผิวเป็นระยะทางหลายพันไมล์/กิโลเมตร เรียกกันว่าเปลวสุริยะแทรกผ่านชั้นกลดสุริยะ  (solar corona) ออกไปสู่ห้วงอวกาศ ในบางครั้งอาจจะแลบออกไปไกลถึง 610,000 ไมล์ (1 ล้านกิโลเมตร) จากพื้นผิวบนดวงอาทิตย์


การทรงกลดของดวงอาทิตย์ (THE SUN CORONA)

             ส่วนนี้เป็นส่วนบรรยากาศชั้นนอก (outer atmosphere)  ของดวงอาทิตย์เริ่มจากชั้นโครโมสเฟียร์ (chromosphere)  ออกมาในห้วงอวกาศเป็นระยะทางหลายไมล์/กิโลเมตร  ส่วนนี้เป็นส่วนที่แทบจะไม่มีความหนานแน่นเลย      และแม้จะมีอุณหภูมิราวย 1.8 ล้านองศาฟาเรนไฮต์  แต่มีการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาน้อยมาก  รูปร่างของเปลวไฟก๊าซที่พวยพุ่งขึ้นไปเรียกว่ากลดสุริยะ  (solar corona)  นี้เปลี่ยนแปรไปตลอดเวลาขึ้นอยู่กับปริมาณของกิจกรรมในแต่ละรอบกิจกรรม (activity cycle) ด้วย  โดยเปลวไฟดังกล่าวจะพวยพุ่งแลบออกไปไกลมากกว่าปกติในรอบกิจกรรมที่เป็๋นจำนวนมากที่สุด
           กลดสุริยะ (solar corona) สามารถสังเกตเห็นได้ในช่วงที่ดวงอาาทิตย์เกิดสุริยุปราคาเต็มดวง  (total eclipse)   ซึ่งเป็นเวลาที่เงาของดวงจันทร์ทอดทับกับวงกลมสุริยะ (solar disk)  ได้หมดพอดี  ทำให้แลเห็นได้เฉพาะแต่ชั้นโฟโตสเฟียร์ (photosphere) ของดวงอาทิตย์ที่ล้อมด้วยรัศีที่เป็นแถบกว้างสีค่อนข้างขาว 1 วง    ซึ่งเป็นเปลวไฟที่พลุ่งวูบวาบเป็นสายเล็กและยาวจำนวนมากเท่านั้น นี่คือสิ่งที่เรียกว่า กลด   (corona)   กลดสุริยะปลดปล่อยรังสี  เอกซเรย์และแสงอัลตราไวโอเลต


ลมสุริยะ (SOLAR WIND)

          ลมสุริยะ เป็นคำที่ใช้เรียกการพัดอย่างต่อเนื่องกันของกระแสอนุภาคต่าง ๆ  ที่ดวงอาทิตย์ปล่อยออกสู่อวกาศโดยรอบกระแสดังกล่าวมีมวลเบาบางมากเพียง 4 หรืออ 5 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตรเท่านั้น  และเช่นเดียวกันเมื่อมาถึงโลกก็จะรบกวนการโทรคมนาคม และยังก่อให้เกิดปรากฎการณ์ตื่นตาตื่นใจที่เรียกว่า แสงออโรรา (aurora borealis) ด้วย  นอกจากนั้นลมสุริยะนี้ยังเป็นส่งที่ทำให้เราสามารถแลเห็นหางของดาวหางได้ด้วย

สภาพภายในดวงอาทิตย์

ดังได้กล่าวมาแล้วว่า ดวงอาทิตย์เป็นก้อนสสารใหญ่ร้อนจัด และรวมตัวเป็นสัณฐานทรง กลมอยู่ได้ โดยแรงดึงดูดระหว่างอะตอมและโมเลกุล แรงดึงดูดหรือแรงโน้มถ่วง (gravitational force) นี้ มีทิศทางเข้าหาจุดศูนย์กลาง เนื้อสารของดวงอาทิตย์ ซึ่งอยู่ที่ระดับใดระดับหนึ่งภาย ในตัวดวง จะถูกทับถมโดยเนื้อสารที่อยู่สูงขึ้นมา จึงเป็นธรรมดา ที่จะต้องมีความดันและความ หนาแน่นมากกว่า เนื้อสารในระดับสูงกว่า ตามหลักเกณฑ์อันนี้กล่าวได้ว่าความดันและความ หนาแน่นของเนื้อสารเพิ่มขึ้นในระดับลึกลงไปภายในดวงอาทิตย์ อนึ่ง ภายใต้ความกดดันสูงนั้น ก๊าซหรือไอจะถูกบีบให้ปริมาตรลดลงเรื่อย ถ้าอะตอมหรือโมเลกุลของก๊าซหรือไอนั้นไม่มีความ เร็วในตัวพอที่จะผลักดันต่อสู้ไว้ ความเร็วที่กล่าวถึงนี้ได้จากการมีอุณหภูมิสูง ทั้งนี้เพราะอุณหภูมิ ของวัตถุก็คือพลังงานของการเคลื่อนที่ และการสั่นสะเทือนของโมเลกุลอะตอมในสสารนั้นๆ โดยเหตุนี้เองเราถือได้ว่า เนื้อสารที่ระดับใดระดับหนึ่งภายในดวงอาทิตย์อยู่ในสภาพสมดุล เมื่อมี อุณหภูมิความกดดัน และความหนาแน่นพอเหมาะแก่กัน ซึ่งจะมีค่าสูงขึ้นเรื่อยสำหรับระดับ ที่ลึกลงไปภายในดวงอาทิตย์
ในปัจจุบัน ไม่มีอุปกรณ์สำรวจใดๆ ที่อาจใช้ในการวัดสภาพทางฟิสิกส์ของภายในดวง อาทิตย์ที่ระดับลึกลงไปได้ ความรู้ที่เรามีในเรื่องนี้ จึงเป็นผลจากการคำนวณซึ่งอาศัยหลักเกณฑ์ ทางวิชาฟิสิกส์ และปริมาณที่วัดได้จากภายนอก เช่น ขนาด มวล และอุณหภูมิของดวงอาทิตย์ใน ระดับที่ใช้กล้องโทรทรรศน์สำรวจดูได้
  

แผนภาพแสดงภายในอาทิตย์ ตัดให้เห็นระดับต่างๆ

(ก) เป็นทรงกลมอยู่ที่ใจกลางของดวงอาทิตย์ เป็นบริเวณที่มีปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เกิดขึ้น พลังงานที่เกิดขึ้นในรูปรังสีแกมมาแผ่กระจายออก และถ่ายทอดผ่านบริเวณ (ข) ออกมา โดยวิธีการดูดและกลับแผ่รังสีต่อช่วงกัน ตั้งแต่ระดับลึก๕๐๐,๐๐๐ กิโลเมตร ถึงระดับลึก ๑๔๐,๐๐๐ กิโลเมตร จากผิวดวงอาทิตย์ ในการถ่ายเทพลังงาน โดยการแผ่รังสีเช่นนี้ พลังงานของรังสีแต่ละหน่วย จะลดลงเรื่อย และแปรสภาพจากรังสีแกมมาเป็นรังสีเอกซ์ รังสีอัลตราไวโอเลต แสงสว่าง และคลื่นความร้อน

เมื่อถึงระดับ (ค) ลักษณะของการถ่ายเทพลังงานเปลี่ยนเป็นการเดือด หรือการพาความร้อน โดยการเคลื่อนที่ของกลุ่มก้อนก๊าซร้อน กล่าวคือ กลุ่มก๊าซที่ร้อนในส่วนลึกของดวงอาทิตย์ จะพาตัวลอยขึ้นมาสู่ระดับพื้นผิว คายพลังงาน โดยการแผ่รังสีออกมาในอวกาศ ตัวเองลดอุณหภูมิลง จึงหดตัว และมีความหนาแน่นสูงขึ้น กลับจมลงสู่ระดับลึกอีก ส่วนบนของระดับ (ค) เป็นโฟโตสเฟียร์ (พ) มีความลึกประมาณ ๒๕๐ กิโลเมตร ก๊าซที่อยู่ในชั้นนี้เท่านั้น ที่จะแผ่รังสีออกสู่อวกาศได้โดยตรง

ระดับ (ง) ที่อยู่เหนือโฟโตสเฟียร์ขึ้นไป คือ โครโมสเฟียร์ เป็นระดับที่เฉลี่ยแล้วมีความหนาเพียง ๕,๐๐๐ กิโลเมตร เหนือโครโมสเฟียร์ขึ้นไป คือระดับ คอโรนา (ฉ) ซึ่งแผ่ไกลออกไปจากดวงอาทิตย์กว่าสิบล้านกิโลเมตร (จ) คือ พวยก๊าซ หรือโปรมิเนนซ์ (prominence) ซึ่งส่วนใหญ่เป็นสารในคอโรนากลั่นตัวไหลกลับสู่โครโมสเฟียร์ตามเส้นสนามแม่เหล็ก ณ จุดต่างๆ

ที่แก่นกลางของดวงอาทิตย์ในอาณาบริเวณรูปทรงกลมมีรัศมีประมาณ ๒ แสนกิโลเมตร ซึ่งมีอุณหภูมิสูงเพียงพอนั้น มีปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เกิดขึ้น และให้พลังงานในลักษณะของ รังสีแกมมา ซึ่งมีขนาดคลื่นสั้น รังสีนี้แผ่กระจายโดยการถ่ายทอด ผ่านเนื้อสารของดวงอาทิตย์ ออกมาจนถึงระดับลึกประมาณ ๑๔๐,๐๐๐ กิโลเมตร จากพื้นผิวดวง การถ่ายเทพลังงานก็จะแปร วิธีการจากการแผ่รังสี (radiation) มาเป็นการนำความร้อน (convection) โดยก๊าซที่ร้อนจะลอยตัว ขึ้นมาสู่ระดับสูง จนถึงระดับผิวดวงอาทิตย์ก็จะแผ่รังสีแสงสว่างและความร้อนออกสู่อวกาศ ครั้น แล้วเมื่ออุณหภูมิของมันลดลงก็จะกลับจมลง กรรมวิธีอันนี้คล้ายคลึงกับการเดือดของของเหลว เช่น น้ำหรือน้ำมันที่ใส่ภาชนะต้มบนเตาไฟให้ร้อนนั่นเอง


บรรยากาศของดวงอาทิตย์


ก๊าซที่ห่อหุ้มโลกนับเป็นบรรยากาศของโลก ก๊าซที่ห่อหุ้มดวงอาทิตย์ อยู่ในระดับที่เราอาจสำรวจได้ โดยอุปกรณ์ก็เรียกได้ว่า เป็นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ เพื่อความเข้าใจในขั้นต้นเราอาจ แบ่งบรรยากาศของดวงอาทิตย์ออกได้ เป็นสามระดับ คือ ดวงอาทิตย์ก่อนถูกบังมิดในขณะเกิดสุริยุปราคา เมื่อวันที่ ๑๑ มิถุนายน ๒๕๒๖ที่ประเทศอินโดนีเซีย ในภาพเห็นแสงสะท้อนในกล้อง และท้องฟ้ามีเมฆมาก

๑.      โฟโตสเฟียร์ (Photosphere)



เป็นก๊าซห่อหุ้มดวงอาทิตย์นับตั้งแต่ระดับพื้นผิว ลึก ลงไปภายในดวงอาทิตย์จนถึงความลึกประมาณ ๒๕๐ กิโลเมตร ซึ่งเป็นระดับลึกที่สุดที่เราอาจมอง เห็นได้ โฟโตสเฟียร์นี้อาจเทียบได้กับระดับผิวดินของโลกเรา หากแต่ว่าหนากว่าและโปร่งต่อแสง สว่างธรรมดาพอประมาณ ดังนั้นในบางกรณีที่มีผู้กล่าวถึงโฟโตสเฟียร์ว่า เป็นพื้นผิวดวงอาทิตย์ ก็นับว่าเป็นแนวคิดที่พอไปได้ ปรากฏการณ์สำคัญบางชนิด เช่น การเป็นดอกดวงและการเกิดกลุ่ม จุด ฯลฯ อยู่ในบรรยากาศระดับโฟโตสเฟียร์นี้

ดวงอาทิตย์เต็มดวง ถ่ายด้วยกล้องสำรวจดวงอาทิตย์ของภาควิชาฟิสิกส์ จุฬาลงกรณ์มหาวิทยาลัย โดยกรองเอาแต่แสงที่มีขนาดคลื่น ๖,๕๖๓ อังสตรอม อันเป็นแสงที่มาจากก๊าซไฮโดรเจน ในระดับโครโมสเฟียร์ ซึ่งห่อหุ้มดวงอาทิตย์ อยู่สูงจากระดับโฟโตสเฟียร์ขึ้นมา บริเวณที่ก๊าซไฮโดรเจนปรากฏลุกสว่างนั้น เป็นบริเวณที่มีกลุ่มจุด และมีสนามแม่เหล็กแรง ที่เห็นเป็นเส้นดำยาวคดเคี้ยวนั้น เรียกว่า ฟิลาเมนต์ (filaments) ที่ขอบดวงฟิลาเมนต์เหล่านี้ จะปรากฏเป็นลำพวยก๊าซลอยอยู่ ในระดับสูงจากโครโมสเฟียร์      

๒. โครโมสเฟียร์ (Chromosphere)


เป็นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ในระดับเหนือ โฟโตสเฟียร์ขึ้นมา ไม่ใช่บรรยากาศเรียบราบ หากแต่ประกอบด้วย ลำก๊าซร้อน ในลักษณะเป็นไอ พ่นขึ้นสู่ระดับสูง และลำก๊าซร้อนที่เคลื่อนที่เป็นทางโค้งจากตำแหน่งหนึ่งถึงอีกตำแหน่งหนึ่งเป็น จำนวนมากมาย ก๊าซร้อนในระดับนี้ประกอบด้วยธาตุไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ นอกจากนั้นก็มี ธาตุแคลเซียม ฮีเลียม และอื่นๆ ด้วย ก๊าซในโครโมสเฟียร์ แผ่รังสีเฉพาะขนาดคลื่นที่มาจากก๊าซ บางชนิดซึ่งร้อนจัดดังกล่าวแล้ว จึงมีสเปกตรัมชนิดเส้นสว่าง (emission line spectrum) การสำรวจ โครโมสเฟียร์จึงต้องใช้อุปกรณ์พิเศษ การเคลื่อนที่ของลำก๊าซเหล่านี้ ซึ่งมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง ประมาณ ๑,๐๐๐ กิโลเมตร และความเร็ว ๒๐-๓๐ กิโลเมตร ต่อวินาที และขึ้นสู่ระดับสูงได้ถึง ๒๐,๐๐๐ กิโลเมตร อยู่ในความควบคุมของสนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์ ภาพของโครโมสเฟียร์ จึงอาจบอกถึงสภาพสนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์ได้ด้วย

                โครโมสเฟียร์ ที่ขอบดวงอาทิตย์ ถ่ายโดยอาร์ บี ดันน์ (R.B. Dunn) นักดาราศาสตร์แห่งหอสำรวจดวงอาทิตย์ ที่ยอดเขาแซคราเมนโต ในสหรัฐอเมริกา ภาพชุดนี้ ถ่ายโดยใช้อุปกรณ์กรองแสงพิเศษ ประกอบกับแผ่นฉากโลหะโค้ง เพื่อบังแสงจ้าจากโฟโตสเฟียร์ ทำให้สามารถถ่ายภาพโครโมสเฟียร์ได้ โดยไม่ต้องรอให้เกิดสุริยุปราคาก่อน ก๊าซในโครโมสเฟียร์แผ่รังสีเฉพาะบางขนาดคลื่น ลักษณะโครงสร้างของโครโมสเฟียร์ จึงเห็นได้ชัดเจนเฉพาะในแสง ที่มีขนาดคลื่นเหล่านี้ ภาพทั้งสี่เป็นภาพของขอบดวงอาทิตย์ ณ สถานที่ และเวลาเดียว สองภาพบน (ก และ ข) ใช้เวลาเปิดหน้ากล้องสั้นกว่าสองภาพล่าง (ค และ ง) ๑๐ เท่า ภาพ ก และ ภาพ ค ถ่ายโดยใช้แสง ที่มีขนาดคลื่นห่างจากแสงของก๊าซไฮโดรเจน ๔ อังสตรอม ส่วนภาพ ข และ ง นั้น ถ่ายโดยใช้แสงจากก๊าซไฮโดรเจน ซึ่งมีขนาดคลื่น ๖,๕๖๒.๘ อังสตรอมจะเห็นได้ว่าโครโมสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ดังที่มองตรงขอบดวง มีลักษณะโครงสร้างเป็นเปลวไอพ่นจำนวนมาก มีชื่อเรียกว่า สปิกุล (spicules) ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ ๘๐๐ กิโลเมตร อาจเพิ่มขึ้นเป็นลำสูงได้ถึง๑๐,๐๐๐ กิโลเมตร มีอายุเฉลี่ยประมาณ ๑๐ นาที

๓. คอโรนา (Corona)

เป็นสิ่งห่อหุ้มดวงอาทิตย์ อยู่ในระดับสูงจากลำก๊าซร้อนของ โครโมสเฟียร์ขึ้นไป คอโรนานี้แผ่กระจายออกจากดวงอาทิตย์ ตรวจสอบได้ไกลถึงกว่าเจ็ดล้าน กิโลเมตร จากดวงอาทิตย์ การตรวจสอบแสงจากคอโรนาซึ่งสว่างเพียงหนึ่งในล้านของแสงสว่าง จากตัวดวงอาทิตย์ แสดงว่าคอโรนานี้มีองค์ประกอบที่สำคัญสามประการคือ
๓.๑ อิเล็กตรอนที่มีอุณหภูมิสูง
๓.๒ อนุภาคฝุ่นผงซึ่งโคจรวนรอบดวงอาทิตย์อยู่ในระยะใกล้ และสะท้อนแสงอาทิตย์
๓.๓ ไอออนของไอธาตุซึ่งร้อนจัด จนอิเล็กตรอนหลุดจากวงโคจรรอบอะตอมไปเป็นจำนวนมาก ไอออนเหล่านี้แผ่รังสีเฉพาะขนาดคลื่น คือ เป็นสเปกตรัมชนิดเส้น

การหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์



ปรากฏการณ์อย่างหนึ่งของดวงอาทิตย์ คือ การที่มีกลุ่มจุดเกิดขึ้น กลุ่มจุดเหล่านี้เมื่อเกิด ขึ้นแล้วก็มีการเปลี่ยนแปลงและในที่สุดจะสลายตัวหมดไป ขณะเดียวกันก็มีกลุ่มจุดใหม่เกิดขึ้น อย่างไรก็ตามกลุ่มจุดบนดวงอาทิตย์มีอายุอยู่นานพอที่จะใช้เป็นเครื่องติดตามสังเกตดูได้ว่า ดวง อาทิตย์มีการหมุนรอบตัวเองเป็นรอบๆ เช่นเดียวกับที่โลกหมุนรอบตัวเองวันละรอบ

เมื่อเราตามสังเกตการเคลื่อนที่ของกลุ่มจุด หรือจุดบนดวงอาทิตย์ไปเรื่อยๆ เป็นเวลาหลาย วันก็จะได้พบว่า ดวงอาทิตย์หมุนรอบตัวเองครบรอบในเวลาประมาณหนึ่งเดือน การหมุนรอบตัว เองนี้มีทิศทางตามการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ต่างๆ และตามทิศทางซึ่งดาวเคราะห์ต่างๆ นั้นโคจรไปรอบดวงอาทิตย์ สิ่งที่น่าสนใจก็คือ พื้นผิวดวงอาทิตย์ที่ละติจูดต่างๆ หมุนครบรอบใน เวลาไม่เท่ากัน แถบศูนย์สูตร หมุนด้วยความเร็วสูงกว่าแถบละติจูดสูงขึ้นไป ดังจะเห็นได้จาก ตารางรายการคาบ หรือเวลาที่ใช้หมุนครบรอบของดวงอาทิตย์

ค่าที่ปรากฏวัดได้จากโลกนั้น เป็นผลเนื่องจากผู้สังเกตการณ์ซึ่งอยู่บนพื้นโลก เคลื่อนที่ ตามการโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ไปด้วย จุดเดิมจึงปรากฏต้องใช้เวลามากกว่าที่เป็นจริง ใน การที่จะเคลื่อนที่กลับมาปรากฏอยู่ที่ลองจิจูดเดิมบนดวงอาทิตย์อีกครั้งหนึ่ง ค่าจริงนั้นเป็นผลลัพธ์ จากการคำนวณ เมื่อได้คิดหักผลเนื่องจากการเคลื่อนที่ของผู้สังเกตการณ์บนโลกออกไปแล้ว


ดวงอาทิตย์เต็มดวง ภาพบนซ้ายถ่ายเมื่อวันที่ ๖ เมษายน ๒๕๑๓ ภาพบนขวา ถ่ายเมื่อวันที่ ๘ เมษายน ๒๕๑๓ ห่างกัน ๒ วัน แสดงให้เห็นการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์จากขอบตะวันออกไปทางตะวันตก
ทำให้กลุ่มจุดปรากฏเคลื่อนที่ไปอย่างชัดเจนจากซ้ายไปขวา

คาบการหมุนรอบตัวของดวงอาทิตย์ที่ใช้ในการคำณวนต่างๆ นั้นใช้ คาบสำหรับละติจูด ๑๖ องศา ซึ่งมีค่าวัดได้จากโลก ๒๗.๒๗๕ วัน และค่าจริง ๒๕.๓๘ วัน

เส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์ ทำมุม ๗° ๑๕ข กับระนาบสุริยะวิถี (ecliptic plane) ซึ่งเป็น ระนาบวงทางโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์

การที่ละติจูดต่างๆ บนดวงอาทิตย์ไม่ได้หมุนรอบตัวไปพร้อมกัน แต่บริเวณใกล้เส้นศูนย์ สูตรหมุนเร็วกว่าแถบละติจูดที่สูงขึ้นไปนี้ เป็นหลักฐานประการหนึ่งซึ่งแสดงว่าดวงอาทิตย์ไม่ใช่ ก้อนวัตถุของแข็ง แต่จำเป็นจะต้องเป็นของไหล ในปัจจุบันมีผู้สนใจศึกษาเรื่องรายละเอียด และผลจากการหมุนรอบตัวแตกต่างกันของดวงอาทิตย์นี้มาก เพราะเชื่อกันว่าเป็นปรากฏการณ์ที่ สำคัญ และเป็นสาเหตุให้เกิดปรากฏการณ์อื่นๆ ซึ่งสังเกตได้บนดวงอาทิตย์ เช่น การเกิดและ วิวัฒนาการของกลุ่มจุด เป็นต้น

แหล่งกำเนิดพลังงานของดวงอาทิตย์



ก๊าซไฮโดรเจนเป็นธาตุซึ่งมีปริมาณมากที่สุดในเอกภพ และมีมากที่สุดบนดวงอาทิตย์ด้วย เมื่ออะตอมของไฮโดรเจนรวมตัวกันเข้าเป็นอะตอมของธาตุฮีเลียม ในปฏิกิริยาเรียกว่า ปฏิกิริยา เทอร์โมนิวเคลียร์นั้น มวลสารของไฮโดรเจน ๑ กรัมจะสูญหายไป ๐.๐๐๗ กรัม โดยการแปรรูป เป็นพลังงานและจะได้พลังงาน = ๐.๐๐๗ x (x ๑๐๑๐)๒ เอิร์กต่อทุกๆ ๑ กรัมของไฮโดรเจน ที่เข้าทำปฏิกิริยา ถ้าสมมุติว่ามวลของดวงอาทิตย์ทั้งหมดประมาณ ๒ x ๑๐๓๓ กรัม นั้นเป็นธาตุ ไฮโดรเจน ดังนั้น พลังงานทั้งหมดที่จะได้จากการแปรธาตุไฮโดรเจนทั้งหมดบนดวงอาทิตย์เป็นธาตุ ฮีเลียมจะเป็น ๐.๐๐๗ x (x ๑๐๑๐)๒ x x ๑๐๓๓ เอิร์ก เท่ากับ ๑.๒๖ x ๑๐๕๒ เอิร์ก เอา ปริมาณพลังงานที่อาจเกิดขึ้นได้จากการแปรธาตุไฮโดรเจนทั้งหมดนี้ หารด้วย พลังงานที่ดวงอาทิตย์ คายออกในการแผ่รังสี ๓.๙ x ๑๐๓๓ เอิร์กต่อวินาที จะได้อายุหรือเวลาที่ดวงอาทิตย์จะแผ่รังสีเช่น นี้ได้ ๓.๒๓ x ๑๐๑๘ วินาที หรือเท่ากับประมาณ ๑๐๑๑ ปี (หนึ่งแสนล้านปี

อายุของเอกภพ ตามการคำนวณทางดาราศาสตร์ จากอายุของดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดมีค่า ประมาณ ๑ ถึง ๓ หมื่นล้านปี ดังนั้นการคำนวณอย่างหยาบๆ ดังกล่าวชี้ให้เห็นว่าแนวคิดเรื่องแหล่ง พลังงานเทอร์โมนิวเคลียร์ของดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ต่างๆ คงจะเป็นแนวคิดที่ถูกต้อง นักฟิสิกส์ ชื่อ เอช เบเธ (H. Bethe) ได้เป็นคนแรกที่ให้ความคิดเห็นว่า ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์อันเป็นแหล่ง เกิดพลังงานของดวงอาทิตย์ อาจเป็นปฏิกิริยาสองชนิดดังต่อไปนี้

๑. วัฎจักรคาร์บอน ปฏิกิริยาชุดนี้มีธาตุคาร์บอนเป็นตัวชักนำ หรือคะตะลิสต์ (catalyst) คาร์บอนเข้าร่วมในปฏิกิริยาในขั้นต้น และกลับคืนออกมาในขั้นสุดท้าย จึงไม่สูญเสียปริมาณไป ปฏิกิริยามี ๖ ขั้นด้วยกัน สมการที่แสดงต่อไปนี้ใช้อักษรสัญลักษณ์ของธาตุ โดยมีตัวเลขนำหน้า ข้างล่างเป็น อะตอมิกนัมเบอร์ (atomic number) และตัวเลขตามหลังข้างบนเป็นแมสนัมเบอร์ (mass number) ของธาตุ สัญลักษณ์ r แทน รังสีแกมมา ซึ่งเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (พลังงาน) และเครื่องหมาย e+ แทนอนุภาคโพสิตรอน ซึ่งมีมวลเท่าอิเล็กตรอน แต่มีประจุบวก
 จะเห็นได้ว่าในสมการปฏิกิริยาหกขั้นข้างบนนี้ อะตอมคาร์บอน ๑๒ เริ่มเข้าทำปฏิกิริยา ในขั้นต้น และกลับคืนออกมาจากปฏิกิริยาในขั้นสุดท้าย โปรตอนหรือแก่นกลางอะตอมไฮโดรเจน เข้าสู่ปฏิกิริยาในขั้นที่หนึ่ง สาม สี่ และ หก ที่ละตัว รวมสี่ตัวด้วยกัน เกิดเป็นแก่นกลางอะตอม ของธาตุฮีเลียมขึ้นมาในปฏิกิริยาขั้นที่หก ส่วนไนโตรเจน ๑๓ ไนโตรเจน ๑๔ ไนโตรเจน ๑๕ คาร์บอน ๑๓ และออกซิเจน ๑๕ นั้น เกิดมาชั่วระยะหนึ่ง แล้วก็สลายตัวหรือเข้าร่วมปฏิกิริยา ขั้นต่อไปจนหมด โพสิตรอนนั้น ทันทีที่เกิดขึ้นก็จะเข้าทำปฏิกิริยากับอิเล็กตรอนที่มีอยู่มากมาย ทั่วไป ทำลายซึ่งกันและกัน แปรมวลของทั้งคู่ให้เป็นพลังงานในรูปรังสี สำหรับนิวตริโนนั้นก็จะ เล็ดลอดวิ่งออกไปจากดวงอาทิตย์โดยสะดวกเพราะเป็นของเล็ก เบา ไม่มีประจุไฟฟ้า และมี ความเร็วสูง
แผนภาพวัฏจักรคาร์บอน แสดงปฏิกิริยาของอนุภาคใจกลางของอะตอมของธาตุ ซึ่งเป็นผลให้โปรตอนสี่ตัวรวมกัน เข้าไปใจกลางอะตอมฮีเลียมหนึ่งตัว โดยอาศัยใจกลางอะตอมคาร์บอน ๑๒ หนึ่งตัวเป็นคะตะลิสต์ กล่าวคือ เข้าทำปฏิกิริยาร่วมด้วยในตอนต้น แล้วกลับออกมาจากปฏิกิริยาโดยตัวเองไม่เปลี่นแปลง ตัวเลขและอักษรที่เขียนไว้ในวงกลมแทนอะตอมนั้น แสดงจำนวนโปรตอนและนิวตรอน เช่น คาร์บอน ๑๒ มีโปรตอนหกตัวและนิวตรอนหกตัว


เมื่อพิจารณาสรุปรวมผลแล้ว จะเห็นว่าสิ่งที่เข้าสู่ปฏิกิริยาวัฏจักรนี้ คือ คาร์บอน ๑๒ หนึ่งตัว โปรตอนสี่ตัว กับอิเล็กตรอนสองตัว สิ่งที่เกิดจากปฏิกิริยา คือ นิวตริโนสองตัว รังสีพลังงานหกควอนตา หน่วยของรังสีพลังงานอนุภาคแอลฟาหรือฮีเลียม ๔ และคาร์บอน ๑๒ ซึ่งกลับออกมาจากปฏิกิริยา พร้อมที่จะใช้ได้อีกในวัฏจักรต่อๆ ไป

การใช้โปรตอน (ซึ่งเป็นใจกลางอะตอมไฮโดรเจน) ไปสี่ตัว และเกิดฮีเลียม ๔ ขึ้นนี้ นับว่าธาตุไฮโดรเจนรวมกันเข้าเป็นฮีเลียมและคายพลังงานออกมาในรูปของรังสี และการเคลื่อนที่ของอนุภาคต่างๆ

พลังงานที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยาในรูปรังสีแกมมาจะแผ่กระจายออกจากบริเวณต้นกำเนิดใน ใจกลางของดวงอาทิตย์ และเนื่องจากเนื้อสารของดวงอาทิตย์ประกอบด้วยอะตอมของธาตุต่างๆ มีปริมาณมากมาย ห่อหุ้มส่วนใจกลางอยู่ รังสีแกมมาจึงไม่สามารถไชทะลุผ่านออกมาถึงพื้นผิวได้ แต่ก็จะมีการถ่ายทอดและแปรสภาพเป็นรังสีธรรมดา ซึ่งมีขนาดคลื่นและพลังงานน้อย กล่าวคือ กลายเป็นแสงสว่างและความร้อนแผ่กระจายจากผิวดวงอาทิตย์ออกไปในอวกาศโดยรอบ

แต่ก่อนเคยคิดว่าปฏิกิริยาให้พลังงานของดวงอาทิตย์ ส่วนใหญ่เป็นแบบวัฏจักรคาร์บอน ในปัจจุบันข้อมูลทางวิชานิวเคลียร์ฟิสิกส์บ่งให้เห็นว่า ในกรณีของดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยาโปรตอน- โปรตอน ซึ่งจะกล่าวต่อไปตามข้อ ๒ มีความสำคัญกว่าวัฏจักรคาร์บอนซึ่งเกิดเป็นส่วนใหญ่ใน ดาวฤกษ์ ที่มีอุณหภูมิที่ใจกลางสูงกว่าดวงอาทิตย์ของเรา

๒. ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน ในปฏิกิริยาแบบนี้มีโปรตอนหกตัว เข้าสู่วงปฏิกิริยาซึ่ง ทำให้เกิดฮีเลียม ๔ ขึ้นหนึ่งตัว มีโปรตอนสองตัว เหลือและกลับเข้าทำปฏิกิริยาในรอบต่อไป


ทั้งนี้เพราะสมการ (๑) และ (๒) จะต้องเกิดขึ้นสองครั้งเมื่อมี ฮีเลียม ๓ จำนวนสองตัว มาทำปฏิกิริยาขั้นที่ (๓) ครั้งหนึ่ง

ปฏิกิริยาทั้งสองชนิดจะเกิดได้ก็ต่อเมื่อโปรตอนและอนุภาคแก่นกลางปรมาณูอื่นๆ นั้น มี ความหนาแน่นสูง (กล่าวคือมีจำนวนมากในปริมาตรจำกัด) และต่างมีความเร็วสูงพอที่จะวิ่งฝ่า แรงผลักระหว่างประจุไฟฟ้าเข้าชนกันได้ สภาพเหมาะสมดังกล่าว คือความหนาแน่นและอุณหภูมิ สูงมากนั้น มีอยู่ในบริเวณใจกลางของดวงอาทิตย์ ซึ่งคำนวณกันว่ามีอุณหภูมิ ๑๓.๖ ล้านองศา สัมบูรณ์ และมีความกดดัน ๒ x ๑๐๑๑ ต่อตารางเซนติเมตร หรือประมาณ ๒ แสนล้านเท่า ของความกดดันของบรรยากาศที่พื้นผิวโลกของเรา





ที่มา 
http://www.darasart.com/solarsystem/main.htm
http://www.thaigoodview.com/library/teachershow/phayao/oraphin_s/darasat/section2_p02.html
http://kanchanapisek.or.th/kp6/New/sub/book/book.php?book=1&chap=1&page=t1-1-infodetail02.html

ไม่มีความคิดเห็น:

แสดงความคิดเห็น