ระบบสุริยะ

47 ประวัติการสังเกต ดาวฤกษ์มีความสำ คัญอย่างยิ่งต่ออารยธรรมต่าง ๆ ทั่วโลกมานับแต่ อดีตกาล โดยเป็นส่วนหนึ่งของพิธีกรรมทางศาสนา เป็นองค์ประกอบ สำ คัญในศาสตร์ของการเดินเรือ รวมไปถึงการกำ หนดทิศทาง นัก ดาราศาสตร์ยุคโบราณส่วนใหญ่เชื่อว่าดาวฤกษ์อยู่นิ่งกับที่บนทรงกลม สวรรค์ และไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ จากความเชื่อนี้ทำ ให้นัก ดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวฤกษ์เข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาวต่าง ๆ และใช้กลุ่ม ดาวเหล่านี้ในการตรวจติดตามการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ รวมถึงเส้น ทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ตำ แหน่งการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อ เทียบกับกลุ่มดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง (และเส้นขอบฟ้า) นำ มาใช้ใน การกำ หนดปฏิทินสุริยคติซึ่งสามารถใช้เพื่อกำ หนดกิจวัตรในทางการ เกษตรได้ปฏิทินกริกอเรียน ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัด เป็นปฏิทินสุริยคติที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลก โดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ มนุษย์ได้สังเกตเห็นรูปแบบการเรียงตัวของดาวฤกษ์มาตั้งแต่สมัยโบราณภาพที่เห็นนี้เป็นภาพ ของสัญลักษณ์ของกลุ่มดาวสิงโต ในปี ค.ศ. 1680 โดยโยฮันเนส เฮเวลิอุส

48 แผนที่ดาวอันแม่นยำ ที่เก่าแก่ที่สุด ปรากฏขึ้นในสมัยอียิปต์โบราณ เมื่อราว 1,534 ปีก่อนคริสตกาลนักดาราศาสตร์บาบิโลน แห่งเมโส โปเตเมียได้รวบรวมสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์บาบิโลน ซึ่งเป็นสารบัญ แฟ้มดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่เคยรู้จักขึ้นในช่วงปลายคริสต์ สหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล ระหว่างสมัยคัสไซท์(ประมาณ 1531- 1155 ปีก่อนคริสตกาล) แผนที่ดาวฉบับแรกในดาราศาสตร์กรีกสร้าง ขึ้นโดยอริสติลลอสเมื่อราว 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือ ของทิโมคาริสแผนที่ดาวของฮิปปาร์คอส (2 ศตวรรษก่อนคริสตกาล) ปรากฏดาวฤกษ์ 1,020 ดวง และใช้เพื่อรวบรวมแผนที่ดาวของปโต เลมีฮิปปาร์คอสเป็นที่รู้จักกันว่าเป็นผู้ค้นพบโนวา (ดาวใหม่) คน แรกเท่าที่เคยมีการบันทึกชื่อของกลุ่มดาวและดาวฤกษ์ที่ใช้กันอยู่ใน ปัจจุบันนี้โดยมากแล้วสืบมาจากดาราศาสตร์กรีก ถึงแม้จะมีความเชื่อเก่าแก่อยู่ว่าสรวงสวรรค์นั้นไม่เปลี่ยนแปลง ทว่า นักดาราศาสตร์ชาวจีนกลับพบว่ามีดวงดาวใหม่ปรากฏขึ้นได้ในปี ค.ศ. 185 ชาวจีนเป็นพวกแรกที่สังเกตการณ์และบันทึกเกี่ยวกับมหา นวดารา ซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า SN 185 เหตุการณ์ของดวงดาวที่สว่าง ที่สุดเท่าที่เคยบันทึกในประวัติศาสตร์ คือ มหานวดารา SN 1006 ซึ่ง เกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1006 สังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ อาลี อิบนุ ริดวาน และนักดาราศาสตร์ชาวจีนอีกหลายคน มหานว ดารา SN 1054 ซึ่งเป็นต้นกำ เนิดของเนบิวลาปู ถูกสังเกตพบโดยนัก ดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอิสลาม

49 นักดาราศาสตร์ชาวอิสลามในยุคกลางได้ตั้งชื่อภาษาอารบิกให้แก่ ดาวฤกษ์หลายดวง และยังคงมีการใช้ชื่อเหล่านั้นอยู่จนถึงปัจจุบัน พวก เขายังคิดค้นเครื่องมือวัดทางดาราศาสตร์มากมายซึ่งสามารถคำ นวณ ตำ แหน่งของดวงดาวได้ พวกเขายังได้ก่อตั้งสถาบันวิจัยหอดูดาวขนาด ใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำ แผนที่ดาว ซิจใน หมู่นักดาราศาสตร์เหล่านี้ ตำ ราดาวฤกษ์ (Book of Fixed Stars; ค.ศ. 964) ถูกเขียนขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซีย อับดุลราฮ์ มาน อัล-ซูฟีผู้ซึ่งสามารถค้นพบดาวฤกษ์ รวมทั้งกระจุกดาว (รวมทั้ง กระจุกดาวโอมิครอน เวโลรัม และกระจุกดาวบรอกคี) และดาราจักร (รวมทั้ง ดาราจักรแอนโดรเมดา) เป็นจำ นวนมากในคริสต์ศตวรรษที่ 11 นักวิชาการผู้รู้รอบด้านชาวเปอร์เซีย อาบู รายัน อัล-บิรูนิ (Abū Rayhān al-Bīrūnī) ได้พรรณนาลักษณะของดาราจักรทางช้าง เผือกว่าประกอบด้วยชิ้นส่วนดาวฤกษ์ซึ่งมีคุณสมบัติเหมือนเมฆจำ นวน มาก และยังระบุละติจูดของดาวฤกษ์หลายดวงได้ในระหว่าง ปรากฏการณ์จันทรุปราคาในปี ค.ศ. 1019นักดาราศาสตร์ชาวอันดะลุส อิบันบาจจาห์ เสนอว่าทางช้างเผือกประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์จำ นวนมาก จนดาวดวงหนึ่งเกือบจะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็น เป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขา อ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์ดาวล้อมเดือนของดาว พฤหัสบดีและดาวอังคาร เมื่อราวฮ.ศ. 500 (ค.ศ. 1106/1107)

50 นักดาราศาสตร์ยุโรปในยุคต้น ๆ เช่น ทือโก ปราเออ ได้ค้นพบ ดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า โนวา) และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 จิออร์ดาโน บรูโนเสนอแนวคิดว่าดาวฤกษ์ต่าง ๆ ก็เป็น เหมือนดวงอาทิตย์ดวงอื่น ๆ และอาจมีดาวเคราะห์ของมันเองโคจรอยู่ รอบ ๆ ซึ่งดาวเคราะห์บางดวงอาจมีลักษณะเหมือนโลกก็เป็นได้ แนวคิดทำ นองนี้เคยมีการนำ เสนอมาก่อนแล้วตั้งแต่สมัยกรีกโบราณ โดยนักปรัชญาบางคนเช่น ดีโมครีตุสและเอพิคุรุสเช่นเดียวกับนัก จักรวาลวิทยาชาวอิสลามในยุคกลางอย่างเช่น ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี เมื่อล่วงมาถึงศตวรรษต่อมา แนวคิดที่ว่าดาวฤกษ์เป็นเหมือนกับดวง อาทิตย์ที่อยู่ห่างไกลออกไป ได้เป็นที่ยอมรับในหมู่นักดาราศาสตร์ ไอแซก นิวตัน เสนอแนวคิดเพื่ออธิบายว่าเหตุใดดาวฤกษ์จึงไม่มี แรงดึงดูดผูกพันกับระบบสุริยะ เขาคิดว่าดาวฤกษ์แต่ละดวง กระจัดกระจายกันอยู่ในระยะห่างเท่า ๆ กัน ซึ่งได้รับการสนับสนุน จากนักเทววิทยา ริชาร์ด เบนท์ลีย์ นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี เจมิเนียโน มอนทานารี ได้บันทึกผล สังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างปรากฏของดาวอัลกอลในปี ค.ศ. 1667 เอ็ดมันด์ แฮลลีย์ ตีพิมพ์ผลการวัดความเร็วแนวเล็งของ ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการ เปลี่ยนแปลงตำ แหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่ปโตเลมีกับฮิปปาร์ค อส นักดาราศาสตร์กรีกโบราณ เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทาง ระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำ โดย ฟรีดริช เบ็สเซิลในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธีพารัลแลกซ์กับดาว 61 Cygniซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทาง อันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์

51 วิลเลียม เฮอร์เชล เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการก ระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ ทำ การตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับ จำ นวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำ นวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำ เสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของทางช้างเผือก จอห์น เฮอร์เชล บุตร ชายของเขาได้ทำ การศึกษาซ้ำ เช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบ ผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกันนอกเหนือจากผลสำ เร็จด้านอื่น ๆ แล้ว วิลเลียม เฮอร์เชลได้รับยกย่องจากผลสังเกตของเขาครั้งนี้ว่า มี ดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่บนแนวเส้นสังเกตอันเดียวกัน แต่มีดาวอื่น ใกล้เคียงซึ่งเป็นระบบดาวคู่ ประวัติ

52 ศาสตร์การศึกษาสเปกโทรสโกปีของดาวฤกษ์เริ่มบุกเบิกโดย โยเซ็ฟ ฟ็อน เฟราน์โฮเฟอร์ และแองเจโล เซคคีโดยการ เปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์เช่น เปรียบดาวซิริอุสกับดวง อาทิตย์ พวกเขาพบว่ากำ ลังและจำ นวนของเส้นดูดกลืนสเปกตรัม ของดาวมีความแตกต่างกัน คือส่วนของแถบมืดในสเปกตรัม ดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนคลื่นความถี่เฉพาะอันเป็นผลจาก บรรยากาศ ปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มต้นจัดประเภทของดาวฤกษ์ ตามลักษณะสเปกตรัมของมันอย่างไรก็ดี รูปแบบการจัดประเภท ดาวฤกษ์ดังที่ใช้กันอยู่ในยุคปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นโดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1900 การเฝ้าสังเกตดาวคู่เริ่มมีความสำ คัญมากยิ่งขึ้นในช่วงคริสต์ ศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 ฟรีดริช เบ็สเซิล ได้เฝ้าสังเกต การเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวซิริอุส และสรุปว่ามันมี ดาวคู่ที่ซ่อนตัวอยู่ เอ็ดเวิร์ด พิกเคอริงค้นพบการแยกสีของดาวคู่ เป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1899 ขณะที่กำ ลังสังเกตการกระจายแสง ตามรอบเวลาของดาวมิซาร์ซึ่งมีช่วงเวลา 104 วัน รายละเอียดการ เฝ้าสังเกตระบบดาวคู่อื่น ๆ ก็เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ โดยนักดาราศาสตร์ หลายคน เช่น วิลเลียม สตรูฟ และ เอส. ดับเบิลยู เบิร์นแฮม และทำ ให้สามารถคำ นวณมวลของดาวฤกษ์ได้จากองค์ประกอบวง โคจรของมัน ความสำ เร็จแรกในการคำ นวณวงโคจรของระบบดาว คู่จากการสังเกตการณ์ทางกล้องโทรทรรศน์ทำ ได้โดย เฟลิกซ์ ซา วารี ในปี ค.ศ. 1827

53 การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือสำ คัญที่มีค่ายิ่งสำ หรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ คาร์ล สวาซชิลด์ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถ ตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่าโชติมาตรปรากฏกับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบโฟโตอิเล็กทริกซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่าง ที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำ ได้แม่นยำ ยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิ เชลสัน ได้ทำ การตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้ อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ ผลงานที่สำ คัญในการศึกษาลักษณะทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วง ทศวรรษแรก ๆ ของคริสต์ศตวรรษที่ 20 ในปี ค.ศ. 1913 ได้มีการพัฒนา ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ซึ่งช่วยกระตุ้นการศึกษาด้านฟิสิกส์ ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์มากยิ่งขึ้น แบบจำ ลองเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของ ดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวก็ได้รับการพัฒนาขึ้นจนสำ เร็จ รวมไปถึงการ พยายามอธิบายสเปกตรัมของดาวซึ่งสามารถทำ ได้โดยความก้าวหน้าอย่างยิ่งของค วอนตัมฟิสิกส์ทั้งหมดนี้นำ ไปสู่การอธิบายองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศ ของดาวฤกษ์อีกด้วย นอกเหนือจากมหานวดาราแล้ว ได้มีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจำ นวนมากใน ดาราจักรต่าง ๆ ที่อยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของทางช้างเผือกโดยเฉพาะอย่างยิ่งการเฝ้า สังเกตทางช้างเผือกในส่วนที่สามารถมองเห็นได้ (ดังที่ได้แสดงในสารบัญแฟ้ม ดาวฤกษ์เท่าที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก) แต่ยังมีดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตบางดวง อยู่ในดาราจักร M100 ในกระจุกดาราจักรหญิงสาว ซึ่งอยู่ห่างจากโลกไปราว 100 ล้านปีแสงเราสามารถที่จะมองเห็นกระจุกดาวภายในกระจุกดาราจักรยวดยิ่งท้อง ถิ่น กล้องโทรทรรศน์ในยุคปัจจุบันโดยทั่วไปสามารถใช้สังเกตดาวฤกษ์เดี่ยว จาง ๆ ในกระจุกดาราจักรท้องถิ่นได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลที่สุดที่เคยเฝ้าสังเกตอยู่ ไกลออกไปนับหลายร้อยล้านปีแสง (ดูเพิ่มเติมใน ดาวเซเฟอิด) อย่างไรก็ดี ยัง ไม่เคยมีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวหรือกระจุกดาวอื่นใดที่อยู่พ้นจากกระจุกดารา จักรยวดยิ่งของเราออกไปเลย นอกจากภาพถ่ายจาง ๆ ภาพเดียวที่แสดงถึงกระจุก ดาวขนาดใหญ่อันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง อยู่ห่างออกไปมากกว่าหนึ่ง พันล้านปีแสงซึ่งไกลเป็นสิบเท่าของระยะห่างของกระจุกดาวไกลที่สุดที่เคยมีการ สังเกตการณ์มา

54 หน่วยวัด คุณลักษณะของดาวฤกษ์โดยมากจะระบุโดยใช้มาตราเอสไอ หรืออาจมีที่ ใช้มาตราซีจีเอสบ้างจำ นวนหนึ่ง (ตัวอย่างเช่น การระบุค่ากำ ลังส่องสว่าง เป็น เออร์กต่อวินาที) ค่าของมวล กำ ลังส่องสว่าง และรัศมี มักระบุใน หน่วยของดวงอาทิตย์ โดยอ้างอิงจากคุณลักษณะของดวงอาทิตย์ ดังนี้ มวลดวงอาทิตย์: กก. กำ ลังส่องสว่างดวงอาทิตย์: วัตต์ รัศมีดวงอาทิตย์: ม. สำ หรับหน่วยความยาวที่ยาวมาก ๆ เช่นรัศมีของดาวฤกษ์ยักษ์ หรือค่ากึ่ง แกนเอกของระบบดาวคู่ มักระบุโดยใช้หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ซึ่งมีค่า โดยประมาณเท่ากับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ (ประมาณ 150 ล้าน กิโลเมตร หรือ 93 ล้านไมล์)

55 ภาพจำ ลองโครงสร้าง แผ่นกระแสเฮลิโอสเฟียร์ สสารระหว่างดาวเคราะห์ นอกเหนือจากแสง ดวงอาทิตย์ยังแผ่รังสีที่ประกอบด้วยกระแสของ ประจุอนุภาคจำ นวนมากต่อเนื่องกัน (เป็นพลาสมาชนิดหนึ่งที่รู้จักกัน ในชื่อ ลมสุริยะ) กระแสประจุนี้แผ่ออกไปด้วยความเร็วประมาณ 1.5 ล้านกิโลเมตรต่อชั่วโมงทำ ให้เกิดชั้นบรรยากาศบาง ๆ ขึ้น เรียกว่า เฮลิโอสเฟียร์ ที่แผ่ปกคลุมทั่วระบบสุริยะออกไปเป็นระยะทางอย่าง น้อย 100 หน่วยดาราศาสตร์ (ดูเพิ่มที่ เฮลิโอพอส) ทั้งหมดนี้เป็นสิ่ง ที่เรียกกันว่า สสารระหว่างดาวเคราะห์ พายุแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกิดขึ้น บนพื้นผิวดวงอาทิตย์เช่น โซลาร์แฟลร์ หรือลำ อนุภาคโคโรนา จะ ทำ ให้เกิดการรบกวนต่อเฮลิโอสเฟียร์ และสร้างสภาวะที่เรียกว่า space weather ขึ้นสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ที่หมุนวนไปสร้าง ผลกระทบต่อสสารระหว่างดาวเคราะห์ ทำ ให้เกิดแผ่นกระแสเฮลิโอ สเฟียร์ (heliospheric current sheet) ขึ้น ซึ่งถือเป็นโครงสร้าง ที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ

56 สนามแม่เหล็กของโลก (อังกฤษ: Earth’s magnetic field) เป็นแม่เหล็กสองขั้ว ชนิดหนึ่ง ซึ่งมีขั้วด้านหนึ่งอยู่ใกล้ตำ แหน่งขั้วโลกเหนือ (ดู ขั้วแม่เหล็กเหนือ) และขั้ว อีกด้านหนึ่งอยู่ใกล้ตำ แหน่งขั้วโลกใต้ (ดู ขั้วแม่เหล็กใต้) เส้นที่เชื่อมระหว่างขั้วแม่ เหล็กทั้งสองด้านมีความเอียงประมาณ 11.3° กับแกนการหมุนของโลก สาเหตุของการ เกิดสนามแม่เหล็กให้ดูในทฤษฎีไดนาโม (dynamo theory) ความแตกต่างระหว่างขั้วแม่เหล็กเหนือ กับขั้วโลกเหนือแท้จริง สนามแม่เหล็กนี้แผ่ออกไปไม่มีที่สิ้นสุด แม้จะมี ความเข้มสนามอ่อนลงเรื่อยๆ เมื่ออยู่ห่างจากแหล่ง กำ เนิด ขอบเขตสนามแม่เหล็กของโลกแผ่ออกไป ครอบคลุมเนื้อที่หลายหมื่นกิโลเมตรในห้วง อวกาศ มีชื่อเรียกว่า แมกนีโตสเฟียร์ สนามแม่เหล็กโลกเป็นรูปทรงรีไม่สมมาตร อิทธิพลของลมสุริยะทำ ให้ด้านที่ อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มีความกว้างน้อยกว่าด้านตรงข้ามดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็ก โลกไม่ใช่สิ่งคงที่ แต่มีการเปลี่ยนแปลงความเข้ม และมีการสลับขั้วเหนือ-ใต้ ในช่วงเวลาห่าง ตั้งแต่หลายหมื่นปีไปจนถึงหลายล้านปี โดยมีค่าเฉลี่ย ประมาณ 250,000 ปี ในปัจจุบันสนามแม่เหล็กโลกอยู่ในช่วงที่มีกำ ลังอ่อน สนามแม่เหล็กโลกเป็นสิ่งที่จำ เป็นที่เอื้ออำ นวยในการดำ รงชีวิต หากปราศจาก สนามแม่เหล็กโลกแล้ว อนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์และอวกาศ จะพุ่งชน พื้นผิวโลก ทำ ให้สิ่งมีชีวิตไม่สามารถดำ รงอยู่ได้ สนามแม่เหล็กของโลกช่วยป้องกันชั้นบรรยากาศเอาไว้มิให้เกิดปฏิกิริยากับลม สุริยะ ขณะที่ดาวศุกร์กับดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็ก ลมสุริยะจึงสามารถขับ ไล่ชั้นบรรยากาศของดาวทั้งสองออกสู่อวกาศไปทีละน้อยได้การปะทะระหว่างลม สุริยะกับสนามแม่เหล็กของโลกทำ ให้เกิดปรากฏการณ์ออโรรา หรือแสง เหนือ-แสงใต้ ที่พบเห็นบริเวณใกล้ขั้วโลก

57 รังสีคอสมิก (อังกฤษ: cosmic ray) เป็นรังสีพลังงานสูงอย่างยิ่งที่ส่วนใหญ่กำ เนิดนอก ระบบสุริยะอาจทำ ให้เกิดการสาดอนุภาครองซึ่งทะลุทะลวงและมีผลกระทบต่อบรรยากาศ ของโลกและบ้างมาถึงผิวโลกได้ รังสีคอสมิกประกอบด้วยโปรตอนและนิวเคลียสอะตอม พลังงานสูงเป็นหลัก มีที่มาลึกลับ ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศแฟร์มี (2556)ถูก ตีความว่าเป็นหลักฐานว่าส่วนสำ คัญของรังสีคอสมิกปฐมภูมิกำ เนิดจากมหานว ดารา(supernova) ของดาวฤกษ์ขนาดยักษ์ทว่า คาดว่ามหานวดารามิใช่แหล่งเดียวของ รังสีคอสมิก นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์อาจผลิตรังสีคอสมิกด้วย รังสีคอสมิกถูกเรียกว่า "รังสี" เพราะทีแรกเข้าใจผิดว่าเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ใน การใช้ทางวิทยาศาสตร์ทั่วไปอนุภาคพลังงานสูงที่มีมวลในตัว เรียก รังสี "คอสมิก" และโฟตอน ซึ่งเป็นควอนตัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า (จึงไม่มีมวลในตัว) ถูกเรียก ด้วยชื่อสามัญ เช่น "รังสีแกมมา" หรือ "รังสีเอ็กซ์" ขึ้นกับความถี่ รังสีคอสมิกดึงดูดความสนใจอย่างมากในทางปฏิบัติ เนื่องจากความเสียหายที่รังสี กระทำ ต่อไมโครอิเล็กทรอนิกส์ และชีวิตนอกเหนือการป้องกันจากบรรยากาศและ สนามแม่เหล็ก และในทางวิทยาศาสตร์ เพราะมีการสังเกตว่า พลังงานของ รังสีคอสมิกพลังงานสูงอย่างยิ่ง (ultra-high-energy cosmic rays, UHECRs) ที่มี พลังงานมากที่สุดเฉียด 3 × 1020 eVหรือเกือบ 40 ล้านเท่าของพลังงานของอนุภาคที่ ถูกเครื่องเร่งอนุภาคขนาดใหญ่เร่ง ที่ 50 จูลรังสีคอสมิกพลังงานสูงอย่างยิ่งมีพลังงาน เทียบเท่ากับพลังงานจลน์ของลูกเบสบอลความเร็ว 90 กิโลเมตรต่อชั่วโมง ด้วยผล การค้นพบเหล่านี้ จึงมีความสนใจสำ รวจรังสีคอสมิกเพื่อหาพลังงานที่สูงกว่านี้ทว่า รังสีคอสมิกส่วนมากไม่มีพลังงานสูงสุดขีดเช่นนั้น การกระจายพลังงานของรังสีคอสมิก สูงสุดที่ 0.3 กิกะอิเล็กตรอนโวลต์ (4.8×10−11 J)ในบรรดารังสีคอสมิกปฐมภูมิซึ่ง กำ เนิดนอกบรรยากาศของโลก ราว 99% ของนิวเคลียส (ซึ่งหลุดจากเปลือก อิเล็กตรอนของมัน) เป็นอะตอมที่ทราบกันดี และราว 1% เป็นอิเล็กตรอนเดี่ยว (คล้ายอนุภาคบีตา) ในจำ นวนนิวเคลียส ราว 90% เป็นโปรตอน คือ นิวเคลียส ไฮโดรเจน 9% เป็นอนุภาคแอลฟา และ 1% เป็นนิวเคลียสของธาตุหนักกว่าส่วน น้อยมากเป็นอนุภาคปฏิสสารที่เสถียร เช่น โพสิตรอนและแอนติโปรตอน ธรรมชาติที่แน่ชัดของส่วนที่เหลือนี้เป็นขอบเขตการวิจัยที่กำ ลังดำ เนินอยู่ การแสวง อนุภาคอย่างแข็งขันจากวงโคจรโลกยังไม่พบแอนติแอลฟา

58 รังสีคอสมิก มีกำ เนิดมาจากห้วงอวกาศอื่นนอกระบบสุริยะ เฮลิโอสเฟียร์ทำ หน้าที่ ปกป้องระบบสุริยะเอาไว้ส่วนหนึ่ง โดยสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์ (สำ หรับ ดวงที่มี) ก็ช่วยทำ หน้าที่ป้องกันรังสีด้วยอีกส่วนหนึ่ง ความหนาแน่นของรังสีคอสมิก ในสสารระหว่างดาวกับความเข้มของสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์จะเปลี่ยนแปลง ไปเมื่อเวลาผ่านไปนาน ๆ ดังนั้นระดับของการแผ่รังสีคอสมิกในระบบสุริยะจึงไม่ แน่ไม่นอน แต่จะมีอยู่เป็นปริมาณเท่าใดไม่อาจระบุได้ สสารระหว่างดาวเคราะห์เป็นแหล่งกำ เนิดของย่านแผ่นจานฝุ่นคอสมิกอย่างน้อย 2 แห่ง แห่งแรกคือเมฆฝุ่นจักรราศี ซึ่งอยู่ในระบบสุริยะชั้นในและเป็นต้นเหตุการ เกิดแสงจักรราศี โดยมากเป็นเศษชิ้นส่วนในแถบดาวเคราะห์น้อยที่เกิดขึ้นจาก การปะทะกับดาวเคราะห์แผ่นจานฝุ่นแห่งที่สองแผ่ครอบคลุมพื้นที่ตั้งแต่ระยะ 10 หน่วยจนถึง 40 หน่วยดาราศาสตร์ ซึ่งน่าจะเกิดขึ้นจากการปะทะในลักษณะ เดียวกันในแถบไคเปอร์ ฟลักซ์รังสีคอสมิกเทียบกับพลังงานอนุภาค

59 ดาวหางเฮล-บอปป์ ดาวหาง ดาวหาง เป็นวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ โดยมากมีขนาดเพียงไม่กี่กิโลเมตร ในแนวขวาง ประกอบด้วยสสารจำ พวกน้ำ แข็งระเหยง่ายเป็นส่วนใหญ่ วงโคจร ของดาวหางจะเบี้ยวมาก จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดมักเข้าไปถึงชั้นวงโคจรของดาว เคราะห์ชั้นใน ส่วนจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดอาจออกไปไกลพ้นจากดาวพลูโต เมื่อ ดาวหางโคจรผ่านเข้ามาในระบบสุริยะชั้นใน ผลกระทบจากดวงอาทิตย์ทำ ให้พื้น ผิวน้ำ แข็งของมันระเหยและแตกตัวเป็นประจุ ทำ ให้เกิดเป็นโคมา คือหางขนาด ยาวประกอบด้วยแก๊สและฝุ่นที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ดาวหางคาบสั้นมีวงโคจรประมาณไม่ถึง 200 ปี ส่วนดาวหางคาบยาวมีวงโคจร นานถึงหลายพันปี เชื่อว่าดาวหางคาบสั้นมีกำ เนิดมาจากแถบไคเปอร์ ขณะที่ ดาวหางคาบยาวเช่นดาวหางเฮล-บอปป์ น่าจะมีกำ เนิดมาจากแถบเมฆออร์ต มี ตระกูลของดาวหางอยู่หลายตระกูล เช่น ดาวหางเฉียดดวงอาทิตย์ตระกูล Kreutz เกิดขึ้นจากการแตกตัวออกมาของดาวหางดวงแม่ดาวหางบางดวงที่มีวงโคจรแบบ ไฮเพอร์โบลิกอาจจะมีกำ เนิดมาจากห้วงอวกาศภายนอกของระบบสุริยะ แต่การ คำ นวณเส้นทางโคจรที่แน่นอนของพวกมันทำ ได้ยากมาก ดาวหางโบราณที่องค์ ประกอบอันระเหยได้ได้ถูกขับออกไปจนหมดเนื่องจากความร้อนของดวงอาทิตย์ อาจกลายสภาพไปเป็นดาวเคราะห์น้อยได้

60 เซนทอร์ คือวัตถุน้ำ แข็งคล้ายดาวหางที่มีค่ากึ่งแกนเอกมากกว่าดาว พฤหัสบดี (5.5 AU) แต่น้อยกว่าดาวเนปจูน (30 AU) เซนทอร์ที่มีขนาด ใหญ่ที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ 10199 ชาริโคล มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง ประมาณ 250 กิโลเมตร เซนทอร์ชิ้นแรกที่ค้นพบคือ 2060 ไครอนซึ่ง เมื่อแรกถูกจัดประเภทว่าเป็นดาวหาง (95P) เพราะมันมีหางโคมาเหมือน กับที่ดาวหางเป็นเมื่อเคลื่อนเข้าใกล้ดวงอาทิตย์นักดาราศาสตร์บางกลุ่มจัด ประเภทเซนทอร์ให้เป็นวัตถุในแถบไคเปอร์ที่กระจายตัวอยู่รอบใน โดย มีวัตถุแถบไคเปอร์อีกจำ นวนหนึ่งกระจายตัวทางรอบนอกออกไปจนถึง แถบหินกระจาย เซนทอร์ แถบหินกระจาย (อังกฤษ: scattered disc) คือย่านวัตถุไกลใน ระบบสุริยะที่มีดาวเคราะห์น้ำ แข็งขนาดเล็กกระจัดกระจายอยู่ห่างๆ กัน เรียกชื่อว่า วัตถุในแถบหินกระจาย (อังกฤษ: scattered disc objects; SDO) ซึ่งเป็นกลุ่มย่อยอยู่ในบรรดาตระกูลวัตถุพ้นดาว เนปจูน(trans-Neptunian object; TNO) วัตถุในแถบหินกระจาย มีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรสูงสุดถึง 0.8 ความเอียงวงโคจร สูงสุด 40° มีระยะไกลดวงอาทิตย์ที่สุดมากกว่า 30 หน่วยดาราศาสตร์ วงโคจรที่ไกลมากขนาดนี้เชื่อว่าเป็นผลจากแรงโน้มถ่วงที่ กระจัดกระจายโดยดาวแก๊สยักษ์ แถบหินกระจาย

61 แผนภาพแสดงความเยื้องศูนย์กลางและความเอียงของระนาบโคจร เส้นสีดำ คือแถบหินกระจาย สีน้ำ เงิน คือแถบไคเปอร์ดั้งเดิม และสีเขียวคือย่านการสั่นพ้องของวงโคจร แถบหินกระจายมีย่านคาบเกี่ยวกันกับแถบไคเปอร์ แต่แผ่ตัวออกไป ทางด้านนอกของระบบเป็นบริเวณกว้าง เชื่อว่าในแถบหินกระจายนี้ เป็นต้นกำ เนิดของบรรดาดาวหางคาบสั้น วัตถุในแถบหินกระจายถูก แรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวเนปจูนในยุคต้น ๆ ผลักไปมาจนทำ ให้มีวง โคจรที่ไม่แน่นอน โดยมากจะมีจุดโคจรใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ในย่าน ของแถบไคเปอร์ ส่วนจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดอาจอยู่ห่างออกไปถึง 150 หน่วยดาราศาสตร์ วงโคจรของวัตถุในแถบหินกระจายยังมีความเอียง ระนาบสูงมากเมื่อเทียบกับระนาบสุริยวิถีบางครั้งถึงกับตั้งฉากกับระนาบ นี้เลยก็เป็นได้ นักดาราศาสตร์บางกลุ่มจัดให้แถบหินกระจายเป็นอีก ย่านหนึ่งของแถบไคเปอร์ และเรียกวัตถุในแถบหินกระจายว่า "วัตถุ กระจายในแถบไคเปอร์"

62 เอริส (68 AU โดยเฉลี่ย) เป็นวัตถุในแถบหินกระจายขนาดใหญ่ที่สุด เท่าที่รู้จัก เป็นต้นเหตุของการถกเถียงกันเรื่องคุณสมบัติของการเป็น ดาวเคราะห์ เพราะมันมีขนาดใหญ่กว่าดาวพลูโตอย่างน้อย 5% โดยมี เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 2,400 กิโลเมตร (1,500 ไมล์) ถือเป็นดาว เคราะห์แคระขนาดใหญ่ที่สุดที่เป็นที่รู้จักเอริสมี ลักษณะวงโคจรมีค่า ความเยื้องศูนย์กลางค่อนข้างสูงเหมือนกับดาวพลูโต จุดใกล้ดวงอาทิตย์ ที่สุดอยู่ที่ประมาณ 38.2 AU (ประมาณระยะวงโคจรของดาวพลูโต) ส่วนจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ประมาณ 97.6 AU มีความเอียงกับระนาบ สุริยวิถีสูงมาก เอริส เราไม่อาจระบุได้แน่ชัดว่า ระบบสุริยะสิ้นสุดที่จุดไหน หรืออวกาศ ระหว่างดาวเริ่มต้นขึ้นที่จุดไหน เพราะขอบเขตรอบนอกของระบบเป็น ไปด้วยอิทธิพลของแรง 2 ชนิดที่แตกต่างกัน คือ ลมสุริยะ และแรง โน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ อิทธิพลด้านนอกสุดของลมสุริยะกินเนื้อที่ออก ไปประมาณ 4 เท่าของระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดาวพลูโต เรียกว่า ขอบเขตเฮลิโอพอส ซึ่งอาจนับเป็นจุดเริ่มต้นของสสารระหว่าง ดาวก็ได้[80] อย่างไรก็ดี เชื่อว่าทรงกลมรอชของดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นเนื้อที่ ภายใต้อิทธิพลแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ กินพื้นที่ไกลออกไปมากกว่า นั้นถึงกว่าหนึ่งพันเท่า ย่านไกลที่สุดของระบบ

63 เฮลิโอพอส ยานวอยเอจเจอร์ทั้งสองเดินทางผ่านกำ แพงกระแทกเข้าสู่ย่านเฮลิโอชีท บริเวณของเฮลิโอสเฟียร์สามารถแบ่งออกได้เป็น 2 ย่าน ลมสุริยะเคลื่อนที่ไปด้วย ความเร็วประมาณ 40,000 กิโลเมตร/วินาที จนกระทั่งมันสลายตัวลงด้วยกระแส ของพลาสมาในสสารระหว่างดาว การสลายตัวนี้เกิดขึ้นที่กำ แพงกระแทกซึ่งอยู่ที่ ระยะประมาณ 80-100 AU จากดวงอาทิตย์ในทิศทางย้อนกระแสลม และประมาณ 200 AU จากดวงอาทิตย์ในทิศทางตามกระแสลมที่บริเวณนี้กระแสของลมจะอ่อนลง มวลสารเกาะกลุ่มหนาแน่นขึ้นแล้วกลายเป็นลมหมุนทำ ให้เกิดโครงสร้างรูปไข่ ขนาดใหญ่เรียกว่า เฮลิโอชีท (heliosheath) หรือ ฝักสุริยะ ซึ่งมีหน้าตาและ พฤติกรรมคล้ายคลึงกับหางของดาวหาง คือทอดแผ่ตัวออกไปไกลถึง 40 AU ทางฝั่ง ทวนกระแสลม ถ้าเป็นด้านตามกระแสลมจะยิ่งแผ่ออกไปไกลกว่านั้น ทั้งยานวอยเอ จเจอร์ 1 และ วอยเอจเจอร์ 2ต่างรายงานกลับมาว่าได้ผ่านบริเวณกำ แพงกระแทก ไปแล้วและได้เข้าสู่บริเวณเฮลิโอชีท ที่ระยะประมาณ 94 และ 84 AU ตามลำ ดับ ขอบด้านนอกสุดของทรงกลมเฮลิโอสเฟียร์ หรือ เฮลิโอพอส เป็นจุดที่กระแสของ ลมสุริยะสิ้นกำ ลังลง และเป็นจุดเริ่มต้นย่านอวกาศระหว่างดาว

ลักษณะรูปร่างและทรงของขอบนอกของเฮลิโอสเฟียร์เป็นผลจากการถูก กระทบด้วยปฏิกิริยาพลศาสตร์ของไหลจากสสารระหว่างดาวและจากสนาม แม่เหล็กสุริยะที่มีอยู่อย่างมากในทางตอนใต้ ทางซีกด้านบนจะเป็นทรง มนมีความกว้างประมาณ 9 AU (ราว 900 ล้านไมล์) ซึ่งกว้างกว่าครึ่งซีกล่าง พ้นจากเขตแดนเฮลิโอพอส ที่ระยะประมาณ 230 AU เป็นตำ แหน่งโบว์ ชอค ซึ่งพลาสมาจากดวงอาทิตย์จะละทิ้งระบบและเดินทางไปในดินแดน อื่นในทางช้างเผือก ยังไม่เคยมียานอวกาศลำ ใดเดินทางพ้นออกไปจากเฮลิโอพอสเลย จึงไม่ อาจรู้ได้แน่ชัดถึงสภาวะเงื่อนไขในอวกาศระหว่างดาว คาดว่ายานอวกาศ วอยเอจเจอร์ขององค์การนาซาจะเดินทางออกจากเฮลิโอพอสในราวหนึ่ง ทศวรรษข้างหน้า และจะส่งข้อมูลอันมีค่าเกี่ยวกับระดับของรังสีและลม สุริยะกลับมายังโลกเพราะความเข้าใจเกี่ยวกับการที่เกราะเฮลิโอสเฟียร์ ช่วยปกป้องระบบสุริยะเอาไว้จากรังสีคอสมิกยังมีอยู่น้อยมาก ทีมงานหนึ่ง ได้รับเงินทุนสนับสนุนจากนาซาได้พัฒนาแนวคิดโครงการ "Vision Mission" ขึ้น มีภารกิจหลักเกี่ยวกับการส่งยานอวกาศไปในเฮลิโอสเฟียร์ 64 เมฆออร์ต

65 เมฆออร์ต เป็นข้อสมมุติฐานถึงกลุ่มมวลขนาดใหญ่ที่ประกอบด้วยวัตถุ น้ำ แข็งนับล้านล้านชิ้น ที่เชื่อว่าเป็นแหล่งกำ เนิดของดาวหางคาบยาว และครอบคลุมบริเวณรอบนอกของระบบสุริยะเอาไว้ในระยะทาง ประมาณ 50,000 AU (ประมาณ 1 ปีแสง) หรืออาจกว้างได้ถึง 100,000 AU (1.87 ปีแสง) เชื่อว่าองค์ประกอบของมันคือดาวหางที่ถูกดีดออกมา จากระบบสุริยะชั้นใน ด้วยปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงกับดาวเคราะห์ชั้นนอก วัตถุในเมฆออร์ตมีการเคลื่อนที่ต่ำ มาก และอาจถูกกระทบกระทั่งเส้น ทางด้วยเหตุการณ์บางอย่างที่ไม่เกิดขึ้นบ่อยนัก เช่นการปะทะ แรงโน้ม ถ่วงรบกวนจากดาวที่เคลื่อนผ่าน หรือแรงดึงดูดระหว่างดาราจักร เช่น แรงไทดัลของทางช้างเผือก เซดนา (525.86 AU โดยเฉลี่ย) เป็นวัตถุขนาดใหญ่คล้ายดาวพลูโต มี สีแดง และมีวงโคจรวงรีขนาดใหญ่มากที่มีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดที่ 76 AU ส่วนจุดไกลที่สุดอยู่ที่ 928 AU ใช้เวลาในการโคจรรอบละ 12,050 ปี ไมเคิล อี. บราวน์ เป็นผู้ค้นพบดาวนี้เมื่อปี ค.ศ. 2003 เขาคิดว่ามัน ไม่น่าจะเป็นสมาชิกทั้งของแถบหินกระจายหรือแถบไคเปอร์ เพราะจุด ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดยังอยู่ห่างเกินกว่าจะเป็นวัตถุที่ถูกดีดออกมาด้วยแรง โน้มถ่วงของดาวเนปจูน เขากับนักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ เห็นว่ามันน่าจะ เป็นวัตถุชิ้นแรกในกลุ่มประชากรใหม่ของระบบ ซึ่งน่าจะรวมถึง 2000 CR105 ซึ่งมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดที่ 45 AU และจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุด ที่ 415 AU มีรอบการโคจร 3,420 ปี บราวน์เรียกประชากรใหม่ของ ระบบเหล่านี้ว่า "เมฆออร์ตกลุ่มใน" เพราะมันอาจมีลักษณะเช่น เดียวกัน แม้ว่าจะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าก็ตาม มีความเป็นไปได้ที่ เซดนาจะเป็นดาวเคราะห์แคระ แม้จะยังต้องพิสูจน์ถึงสัณฐานของมัน เสียก่อน เซดนา

66 ขอบนอก ยังมีสิ่งต่าง ๆ อีกมากมายในระบบสุริยะที่เรายังไม่รู้จัก ประมาณว่า สนาม แรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์มีอิทธิพลครอบคลุมดาวฤกษ์ต่าง ๆ ในย่านใกล้ เคียงเป็นระยะทางราว 2 ปีแสง (125,000 AU) รัศมีต่ำ สุดของเมฆออร์ตที่ ประมาณกันไว้น่าจะไม่ต่ำ กว่า 50,000 AUแม้จะมีการค้นพบที่น่าประหลาด ใจเช่นการค้นพบเซดนา แต่ย่านอวกาศระหว่างแถบไคเปอร์กับเมฆ ออร์ต ซึ่งกินเนื้อที่กว้างในรัศมีหลายหมื่นหน่วยดาราศาสตร์ก็ยังไม่สามารถ สำ รวจและจัดทำ แผนผังออกมาได้ นอกจากนี้ยังมีการศึกษาสำ รวจเพิ่มเติม สำ หรับดินแดนระหว่างดาวพุธกับดวงอาทิตย์ เราอาจจะได้ค้นพบวัตถุต่าง ๆ อีกมากในย่านต่าง ๆ ของระบบสุริยะที่ยังไม่ได้จัดทำ แผนผังเอาไว้ บริบทเชิงดาราจักร ตำ แหน่งของระบบสุริยะในแขนก้นหอยของดาราจักร (จุดสีเหลือง)

67 ระบบสุริยะตั้งอยู่ในดาราจักรทางช้างเผือก ซึ่งเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยมี คาน มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง มีดาวฤกษ์สมาชิก ประมาณ 200,000 ล้านดวง ดวงอาทิตย์ของเราเป็นดาวฤกษ์สมาชิกดวงหนึ่งที่ ตั้งอยู่ทางแขนก้นหอยด้านนอกของทางช้างเผือก ในส่วนที่เรียกกันว่า แขน โอไรออน หรือสเปอร์ท้องถิ่น ห่างจากบริเวณศูนย์กลางของดาราจักร ประมาณ 25,000 ถึง 28,000 ปีแสง ความเร็วที่เคลื่อนที่ภายในดาราจักรอยู่ที่ ประมาณ 220 กิโลเมตรต่อวินาที ดังนั้นมันจะเคลื่อนที่วนครบหนึ่งรอบใน เวลา 225-250 ล้านปี การวนครบรอบนี้เรียกกันว่าเป็น ปีดาราจักร ของระบบ สุริยะ ตำ แหน่งของระบบสุริยะในดาราจักรน่าจะเป็นองค์ประกอบสำ คัญต่อ วิวัฒนาการของสิ่งมีชีวิตบนโลก เพราะวงโคจรของมันจะค่อนข้างเป็นวงกลม และมีระดับความเร็วพอกันกับแขนก้นหอยของดาราจักร ซึ่งแสดงว่ามันไม่ได้ เคลื่อนผ่านไปในดาราจักรมากนัก แขนก้นหอยนี้เป็นถิ่นที่อยู่ของวัตถุท้องฟ้า ที่กว่าจะกลายเป็นซูเปอร์โนวาก็ต้องใช้เวลาอีกนาน ทำ ให้โลกมีเวลาอัน ยาวนานที่จะสร้างสภาวะเสถียรภาพมากพอสำ หรับการวิวัฒนาการของสิ่งมีชีวิต นอกจากนี้ระบบสุริยะยังตั้งอยู่นอกเขตแดนอันหนาแน่นของดาวฤกษ์ใน ใจกลางดาราจักร ที่บริเวณใจกลางนั้นจะมีแรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวฤกษ์ ใกล้เคียงสูงมาก ซึ่งจะส่งผลกระทบต่อวัตถุในเขตเมฆออร์ต อันจะทำ ให้เกิด ดาวหางมากมายพุ่งเข้าสู่ระบบสุริยะชั้นในได้ ทำ ให้เกิดการปะทะที่อาจสร้าง สภาวะอันไม่เหมาะสมต่อชีวิต ปริมาณรังสีเข้มข้นที่ใจกลางดาราจักรก็อาจส่ง ผลรบกวนต่อวิวัฒนาการของชีวิตอันซับซ้อนด้วยถึงกระนั้นในตำ แหน่งของ ระบบสุริยะปัจจุบัน ก็มีนักวิทยาศาสตร์บางส่วนตั้งทฤษฎีว่าเคยเกิดซูเปอร์โน วามาก่อน และส่งผลกระทบในทางกลับกันกับข้อสมมุติฐานก่อนหน้านั้น คือ ในช่วง 35,000 ปีสุดท้ายมานี้แรงระเบิดจากซูเปอร์โนวา ได้แพร่กระจาย สสารในแกนกลางของมันออกมายังดวงอาทิตย์ในรูปของฝุ่นกัมมันตรังสี รวม ถึงชิ้นส่วนขนาดใหญ่ที่คล้ายดาวหาง

68 ย่านใกล้เคียง ย่านใกล้เคียงในดาราจักรที่อยู่ติดกันกับดาราจักรของเรา มีชื่อเรียกว่า เมฆระหว่างดาวท้องถิ่น (Local Intersteller Cloud) หรือ ฟลัฟฟ์ท้อง ถิ่น (Local Fluff) เป็นบริเวณที่มีเมฆหนาแน่นซึ่งตั้งอยู่ใน ฟองท้อง ถิ่น อันเป็นห้วงอวกาศที่ค่อนข้างโปร่งรูปร่างคล้ายนาฬิกาทรายอยู่ใน สสารระหว่างดาว กินเนื้อที่กว้างประมาณ 300 ปีแสง ในฟองท้องถิ่นนี้ เต็มไปด้วยพลาสมาอุณหภูมิสูงซึ่งเชื่อว่าน่าจะเป็นส่วนที่หลงเหลืออยู่จาก ซูเปอร์โนวาครั้งล่าสุดที่เกิดขึ้น ทิศทางที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนไปในอวกาศระหว่างดาวเรียกว่า โซลาร์เอ เพกซ์ (solar apex) อยู่ใกล้กับกลุ่มดาวเฮอร์คิวลีสในทิศทางเดียวกับ ตำ แหน่งปัจจุบันของดาวเวกา

69 มีดาวฤกษ์อยู่ค่อนข้างน้อยในช่วงระยะ 10 ปีแสง (ประมาณ 95 ล้าน ล้านกิโลเมตร) จากดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือระบบดาวสาม ดวง แอลฟาคนครึ่งม้า ซึ่งอยู่ห่างออกไป 4.4 ปีแสง แอลฟาคนครึ่งม้า เอ และ บี เป็นดาวคู่ที่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์ มีดาวแคระแดงขนาด เล็กชื่อ แอลฟาคนครึ่งม้า ซี (หรือดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้า) โคจรรอบ ดาวคู่ทั้งสองนั้นที่ระยะห่าง 0.2 ปีแสง ดาวฤกษ์อื่นที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ ในลำ ดับถัดออกไปได้แก่ดาวแคระแดงบาร์นาร์ด (5.9 ปีแสง) ดาว วูลฟ์ 359 (7.8 ปีแสง) และ ดาวลาลังเดอ 21185 (8.3 ปีแสง) ดาวฤกษ์ ดวงใหญ่ที่สุดในระยะ 10 ปีแสงจากดวงอาทิตย์ได้แก่ ดาวซิริอุส เป็น ดาวฤกษ์สว่างบนแถบลำ ดับหลักที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ราว 2 เท่า มี ดาวแคระขาวชื่อ ซิริอุส บี โคจรอยู่รอบ ๆ ห่างจากดวงอาทิตย์ของเรา ไป 8.6 ปีแสง ระบบอื่น ๆ ที่มีอยู่ในระยะ 10 ปีแสงได้แก่ ระบบดาว แคระแดงคู่ ลูยเทน 726-8 (8.7 ปีแสง) ดาวแคระแดงเดี่ยว รอส 154 (9.7 ปีแสง) สำ หรับดาวฤกษ์เดี่ยวที่มีลักษณะคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ที่ อยู่ใกล้ที่สุดคือ เทาวาฬ อยู่ห่างออกไป 11.9 ปีแสง มันมีมวลประมาณ 80% ของมวลดวงอาทิตย์ แต่มีความส่องสว่างเพียง 60% ของดวงอาทิตย์ เท่านั้นดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ใกล้ที่สุดเท่าที่รู้จัก เป็นดาวเคราะห์ที่ อยู่ในระบบดาวของ เอปไซลอนแม่น้ำ ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างหรี่ จางและมีสีแดงกว่าดวงอาทิตย์ อยู่ห่างออกไป 10.5 ปีแสง มีดาวเคราะห์ ในระบบที่ได้รับการยืนยันแล้ว 1 ดวง คือ เอปไซลอนแม่น้ำ บี มี ขนาดราว 1.5 เท่าของมวลของดาวพฤหัสบดี คาบโคจรรอบดาวฤกษ์แม่ ของมันใช้เวลา 6.9 ปี

70 อ้างอิง ระบบสุริยะhttps://www.google.com/url? q=https://th.wikipedia.org/wiki/%25E0%25B8%25A3%25E0%25B8%25B0%25E0%25B8%259A%25E0%2 5B8%259A%25E0%25B8%25AA%25E0%25B8%25B8%25E0%25B8%25A3%25E0%25B8%25B4%25E0%25B8%25 A2%25E0%25B8%25B0&sa=U&sqi=2&ved=2ahUKEwiRsWqyPaGAxV6yzgGHVJCA8kQFnoECBQQAQ&usg=AOvVaw06oB3duQTQvECVC-I3JuhN กาแล็กซี่https://www.google.com/url? q=https://th.wikipedia.org/wiki/%25E0%25B8%25A3%25E0%25B8%25B0%25E0%25B8%259A%25E0%2 5B8%259A%25E0%25B8%25AA%25E0%25B8%25B8%25E0%25B8%25A3%25E0%25B8%25B4%25E0%25B8%25 A2%25E0%25B8%25B0&sa=U&sqi=2&ved=2ahUKEwiRsWqyPaGAxV6yzgGHVJCA8kQFnoECBQQAQ&usg=AOvVaw06oB3duQTQvECVC-I3JuhN ดาราจักรhttps://www.google.com/url? q=https://th.wikipedia.org/wiki/%25E0%25B8%2594%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%25A3% 25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%2588%25E0%25B8%25B1%25E0%25B8%2581%25E0%25B8%25A3& sa=U&sqi=2&ved=2ahUKEwiPzdqFyfaGAxXyT2wGHRI5AV4QFnoECCAQAQ&usg=AOvVaw31Jx nzSA2cofcI7mnxmn3O ดาวหางhttps://www.google.com/url? q=https://th.wikipedia.org/wiki/%25E0%25B8%2594%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%25A7%25E0 %25B8%25AB%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%2587&sa=U&sqi=2&ved=2ahUKEwigr8qKyvaGAxUinm MGHb0ZBBEQFnoECBoQAQ&usg=AOvVaw2cGdA_f-8jbZXeTM53B9YO ดวงอาทิตย์ https://th.m.wikipedia.org/wiki/%E0%B8%94%E0%B8%A7%E0%B8%87%E0%B8%AD%E0%B8%B2%E0%B8 %97%E0%B8%B4%E0%B8%95%E0%B8%A2%E0%B9%8C