เอกสารประกอบการสอนวิชาดาราศาสตร์

14/10/6677บทที่ 4 การเคลื่อนท่ีในแนวเล็ง หรือความเร็วในแนวเล็งจะพิจารณาหาจากปรากฏการณดอปเพลอร (Doppler effect) และพิจารณาจากกฎของดอปเพลอร (Doppler equation) ดังสมการตอไปนี้ (4.1) 153บทที่ 4 (4.4) (4.4) (4.5) 15477

14/10/6678บทที่ 4 ตัวอยางท่ี4.2 ดาวดวงหนึ่งอยูหางจากผูสังเกต 7.7 พารเซก ซึ่งดาวดวงน้ีมีการเคลื่อนที่เฉพาะ 0.33 พิลิปดาตอปและดาวดวงนี้มีความเร็วตามแนวสายตา 24 กิโลเมตรตอวินาที จงหาความเร็วตามขวาง space motion และมุม ระหวางความเรว็ตามแนวสายตากับ space motion 155บทที่ 4 ดังนั้น ดาวดวงนี้มีความเร็วตามขวาง เทากับ 12.04 กิโลเมตรตอวินาที และ space motion เทากับ 26.85 กิโลเมตรตอวินาทีมีมุมระหวางความเร็วในแนวเล็งกับ space motion เทากับ 26.64 องศา 15678

14/10/6679บทที่ 4 โจทยลองคิด ในการวัดสเปกตรัมของดาวดวงหนึ่ง ไดความยาวคลื่น 3970.4 นาโนเมตร ขณะที่ความยาวคลื่นในทฤษฎีเปน 3969.0 นาโนเมตร และดาวดวงนี้มี space motion เทากับ 120 กิโลเมตรตอวินาที และหางจากผูสังเกต 32 พารเซก จงหาความเร็วในแนวเล็ง และ proper motion 157บทที่ 4 การแผพลังงานของดาวฤกษ ดาวฤกษเกิดการยุบตัวของกลุมกาซในอวกาศ ซึ่งเปนทรงกลมขนาดใหญ ปลดปลอยพลังงานและ แสงออกมาเกิดจากปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรบริเวณ ใจกลาง แลวสงถายพลังงานโดยกระบวนการเทอรโม ไดนามิกสออกมาสูผิวดาว แผออกมาสูอวกาศซึ่งคลาย กับการแผรังสีของวัตถุดํา (Black body) ซึ่งพลังงานท่ีแผออกมาจากผิวดาวในหนึ่งหนวยวินาทีเรยีกวากําลัง สองสวาง (Luminosity) หาไดจากสมการตอไปนี้ (4.6) 15879

14/10/6680บทที่ 4 พลังงานของดาวฤกษที่แผออกมาทุกทิศทุกทาง หากวาพลังงานเหลานั้นไมถูกดูดกลืนจากสารระหวางดาวหรือ ชั้นบรรยากาศเลย พลังงานที่ตกกระทบตอหนึ่งหนวยพื้นที่ ณ ระยะทางใด ๆ จะเรียกวา ฟลักซรังสี (Radiant flux) เทียบเทากับคาความสวางปรากฏของดาวที่สามารถสังเกตการณไดหาไดจากสมการตอไปนี้ (4.7) 159บทที่ 4 ตัวอยางท่ี4.3 ดวงอาทิตยมีกําลังสองสวาง 3.9x1026 วัตต มีรัศมี 6.96x108 เมตร ดวงอาทิตยจะมีอุณหภูมิพื้นผิว เทาใด 16080

14/10/6681บทที่ 4 โจทยลองคิด จากตัวอยางที่4.3 ถาดวงอาทิตยอยูหางจากโลกเปนระยะทาง 150 ลานกิโลเมตร ฟลักซรังสีของดวงอาทิตยที่ ตกกระทบบนหนวยพ้นืที่บนโลกจะมีคาเทาใด 161บทที่ 4 ความสวางและโชติมาตรของดาวฤกษ การสังเกตการณดาวฤกษ อยางแรกที่สามารถสังเกตการณไดคือคาความสวางของดาวฤกษ ซึ่งคาความสวาง ของดาวฤกษคือ พลงังานที่แผออกมาใน 1 วินาทีที่ตกกระทบพื้นท่หีนึ่งในแนวตั้งฉาก คาความสวางที่เกิดเปนปริมาณพลังงานที่มาตกกระทบ ตามกฎของเฟคเนอร และคาความสวางของดาวฤกษขึ้นอยูกับระยะทางเชนกัน กลาวคือ ถา ดาวฤกษอยูไกลคาความสวางที่เห็นนอยกวาดาวฤกษที่อยูใกล แบงออกเปน 2 ประเภท ความสวางปรากฏ (Apparent brightness) เปนคาความสวางของดาวฤกษที่มนุษยเหน็ ไดดวยสายตา ความสวางสัมบูรณ(Absolute brightness) เปนคาความสวางของดาวฤกษที่พิจารณาจากระยะหางมาตรฐาน 16281

14/10/6682บทที่ 4 ฮิปปาคัส (120 ปกอนคริสตกาล) สังเกตดาวฤกษดวยตาเปลาแลวจัดลําดับคาความสวางของดาวฤกษกวา 1,000 ดวง และสรุปวาดาวที่สวางที่สุดเปนดาวที่มีโชติมาตรที่ลําดับที่หนึ่ง (First magnitude) รองลงมาเปนโชติมาตรลําดับ ที่สอง (Second magnitude) ไปเร่ือย ๆ จนถึงโชติมาตรลําดับท่ีหกซึ่งสวางนอยที่สุด สรุปไดวาดาวที่สวางมากโชติมาตรจะนอย ปโตเลมี ค.ศ.180 ไดใหแนวคิดการแบงโชติมาตรวา จะแปรผันตามกับคาลอการิทึมฐาน 10 ของคาความสวางของ ดาวฤกษ เฮอรสเชล ไดสังเกตดาวโชติมาตรลําดับที่หนึ่งแลวพบวามีคาความสวางมากกวาดาวโชติมาตรลําดับที่หกถึง 100 เทา 163บทที่ 4 การพิจารณา คาโชติมาตรปรากฏจะพิจารณาโดยสมการ (4.8) (4.9) (4.10) 16482

14/10/6683บทที่ 4 ดาวโชติมาตรลําดับท่หีนึ่งมคีวามสวางมากกวาดาวโชติมาตรลําดับที่หก100 เทา ดังนั้นกําหนดให m1 คือ โชตมิาตรลําดับที่หนึ่ง m2 คือโชติมาตรลําดับที่หก โดยที่อัตราสวนคาความสวางของดาว (4.11) (4.10) – (4.9) จะได 165บทที่ 4 (4.12) 16683

14/10/6684บทที่ 4 ตัวอยางที่ 4.4 ดาวฤกษสองดวงมีคาโชติมาตรปรากฏเทากับ 7 และ 8.2 จงคํานวณหาอัตราสวนของคาความสวาง ปรากฏของดาวสองดวงนี้ 167บทที่ 4 การพิจารณาหาโชติมาตรสัมบูรณของดาวฤกษจะตองพิจารณาถึงระยะทางของดาวฤกษจากผูสังเกต โดย กําหนดใหดาวฤกษอยูหางจากผสูังเกตเปนระยะ 10 พารเซก พิจารณาดงันี้กําหนดใหดาวฤกษที่จะพิจารณาอยูหางจากผูสังเกตเปนระยะทาง d พารเซก มีคาความสวางปรากฏเปน b และโชติมาตรปรากฏเปน m ถาจะพิจารณาโชติมาตรสัมบูรณของดาวฤกษดวงน้จีะตองใหดาวฤกษนี้อยูที่ระยะ 10 พารเซก จากผูสังเกตจะมีความสวางสัมบูรณเปน F และโชติมาตรสัมบรูณเปน M จากสมการกอนหนานี้จะได (4.13) 16884

14/10/6685บทที่ 4 สมการที่ 4.13 คา m - M ความสัมพันธโดยตรงกับระยะทางของดาว เรียกคานี้วา มอดุลัสระยะทาง (Distance modulus) และสมการที่ 4.14 เปนสมการเพื่อหาคาโชติมาตรสัมบูรณของดาวฤกษ 4.13 จะได 169บทที่ 4 ตัวอยางท่ี4.5 ดวงอาทิตยมีคาโชติมาตรปรากฏ -26.81 ถาระยะทางจากดวงอาทิตยถึงโลกเทากับ 150 ลาน กิโลเมตร ดวงอาทิตยจะมีโมดูลัสระยะทาง และโชติมาตรสัมบรูณเทาใด 17085

14/10/6686บทที่ 4 สีและดัชนีสี เมื่อสังเกตดาวฤกษบนทองฟามักจะเห็นสีของดาวฤกษ แตกตางกันไป ไมวาจะเปนสีน้ําเงินไปจนถงึสีแดง ดังภาพที่4.4 ซึ่งสี เหลานี้ก็แสดงออกมาในชวงความยาวคลื่นตาง ๆ ตามชวงของ สเปกตรัม เชน ดาวซิริอุส (Sirius) จะมีสีขาว ดาวบีเทลจุส (Betelgeuse) มีสีแดง ดาวไรเจล (Rigel) มีสีน้ําเงินขาว ดวงอาทิตย (Sun) มีสีเหลือง เปนตนภาพที่ 4.4 ภาพถายดาวฤกษจากกลองฮับเบิล ที่มา: Bennett & Shostakf, 2012, p. 387 171บทที่ 4 ในการแปรผลที่ไดจากการหาคาดัชนีสีสามารถแปรผลไดดังนี้ คือ คาของดัชนีสี B - V มีคาติดลบ หมายความวาดาวฤกษดวงนั้นมีสีคอนไปทางสีน้ําเงิน แตถาเปนบวกแสดงวาดาวฤกษดวงนั้นมสีีคอนไปทางสีแดง การพจิารณาสีของดาวฤกษจะอาศัยคาดัชนีสีเปนตัวกําหนด โดยดัชนีสีเปนปริมาณแสงสีของดาว หาไดจากผลตางระหวางคาโชติมาตรของความยาวคลื่นสองความยาวคลื่น โดยหลักการคือจะเอาคาโชติมาตรของ ความยาวคลื่นสั้นเปนตัวต้งัแลวนําโชติมาตรของความยาวคลื่นยาวไปลบออก เชน U - B, B - V หรือ R - I 17286

14/10/6687บทที่ 4 ป ค.ศ.1979 นักดาราศาสตรชื่อเบสเซลไดวิเคราะหคาของดัชนีที่ไดจากการสังเกตการณทางโฟโตอิ เล็กทริกโฟโตเมตรี พบวาดัชนีสีมีความสัมพันธกับอุณหภูมิตามกฎการกระจัดของวีน (Wein’s displacement law) ซ่ึงแสดงวาดาวฤกษมีคุณสมบัติเปนวัตถุดํา (บุญรักษา สุนทรธรรม, 2532, หนา 248) โดยความสัมพันธของดัชนีสีกับอุณหภมูิสีของดาวฤกษมีความสัมพันธดังสมการ 4.15 (4.15) 173บทที่ 4 สเปกตรัมของดาวฤกษ จากการศึกษาสเปกตรัมของดาวโดยโยเซฟ ฟรอน โฮเฟอร ค.ศ.1817 พบวาดาวแตละดวงจะมีสเปกตรัม ที่แตกตางกัน จงึพยายามจัดกลุมของดาวตามลักษณะของสเปกตรัม โดยเรียกกลุมของดาวที่มีสเปกตรัมเหมือนกนัวา ชั้นสเปกตรัม (Spectrum class) พิคเคอริง และเฟลมมิง ค.ศ1890 ไดจําแนกชั้นสเปกตรัม โดยพิจารณาเสนสเปกตรัมมืดของไฮโดรเจนที่ มีแถบกวางที่สุดเปนชั้นสเปกตรัม A รองลงมาเปน B, C,..... ตามลําดับ แอนนี เจ แคนนอน ค.ศ.1901 ไดรวบรวม และจัดชั้นสเปกตรัมใหมตามอุณหภูมิของดาว โดยใหชั้น สเปกตรัม O และ B อยูกอนชั้นสเปกตรัม A ช้ันสเปกตรัมของดาวที่ไดจากการรวบรวมขอมูลมีทั้งสิ้น 7 ชั้น คือ O, B, A, F, G , K และ M โดยชั้นสเปกตรัม O เปนดาวประเภทรอนที่สุด และมีชนิดสเปกตรัมชวงตน (Early type stars) สวนช้นัสเปกตรมั M เปนดาวประเภทเย็นที่สุด 17487

14/10/6688บทที่ 4 นอกจากนี้ในแตละชั้นยงัแบงเปนชั้นยอยอีก 10 ชั้น โดยใชตัวเลข 0 - 9 ซึ่งความหมายของตัวเลขจะบง บอกถึงอุณหภูมิของดาวฤกษในแตละชั้น เลข 0 จะมคีาอุณหภูมิสูงกวาเลข 9 เชน ดวงอาทิตยม ีสเปกตรัมเปน G2 หรือดาว Sco มีสเปกตรัมเปน B0 เปนตน การจัดชั้นสเปกตรัมตามอุณหภูมิของดาวน้ีวา การจําแนกสเปกตรัม ของฮารวารด (Harward spectral classification) ดังตารางที่ 4.1 ตารางที่ 4.1 การจัดชั้นสเปกตรมัตามอุณหภูมิของดาว 175บทที่ 4 ตารางที่ 4.1 การจัดชั้นสเปกตรัมตามอุณหภูมิของดาว (ตอ) 17688

14/10/6689บทที่ 4 แผนภูมิเอช - อาร (H - R Diagram) แผนภมูิเอช - อารเปนแผนภาพความสัมพนัธระหวางคาโชติมาตรสัมบูรณ(Absolute magnitude) กับ ชนิดสเปกตรัม ท่ีถูกคิดคนโดย เอจนาร เฮทซปรุง (Ejnar hertzsprung) ในป ค.ศ.1905 พบวาดาวฤกษสวน ใหญมีตําแหนงอยูบนแถบลําดับหลัก (Main sequence) โดยดาวฤกษที่มีสเปกตรัมชวงตนจะมีคาโชติมาตรนอย (สวางนอย) และในปเดียวกัน เฮนรี นอรรีส รัสเซลล (Henry Norris russell) คนพบความสัมพันธดังกลาวที่ เปนอิสระตอกัน จึงเรียกความสัมพันธทั้งหมดวาเปน แผนภูมิเฮทซปรุง - รัสเซลล (Hertzprung - Russell diagram, H - R diagram) 177บทที่ 4 แผนภูมิเฮทซปรุง – รัสเซลล บริเวณแกนนอนสามารถบอก ไดหลายคา เชน ชนิดสเปกตรัม ดัชนีสี ( B - V ) หรืออุณหภูมิยังผล (T) สวนแกนตั้งจะเปนคาโชติมาตรสัมบูรณ หรือคากําลังสองสวางก็ ได ดังภาพที่ 4.5 จากภาพจะสังเกตไดวาดาวฤกษที่เรียงกันเปนแถบใหญ เรียกวา แถบลําดับหลัก นอกจากนี้ยังมีแถบของดาวยักษ (Giant stars) ดาวยักษใหญ (Super giant stars) ซึ่งเปนดาวที่มีอุณหภูมิต่ํา แตสวางมาก และดาวอกีประเภทหนึ่งที่เปนดาวอุณหภูมิคอนขางสูง ภาพที่ 4.5 แผนภูมิเอช อาร แตสวางนอย เรยีกวาดาวแคระขาว (White dwarf stars) ที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 249 17889

14/10/6690บทที่ 4 พบวาดาวฤกษท่มีีสเปกตรัมเดียวกันอาจเปนไดทั้งดาวยักษหรือดาว ยักษใหญด ังนั้นจึงไดมกีารแบงประเภทของดาวฤกษที่สองสวาง (Luminosity classes) 6 ประเภท ดังภาพที่ 4.6 ไดแก • ดาวยักษใหญท ี่สวาง (Bright super giants) ใชสัญลักษณla • ดาวยักษใหญ (Super giants) ใชสัญลักษณIb • ดาวยักษที่สวาง (Bright giants) ใชสัญลักษณ|| • ดาวยักษ (Giants) ใชสัญลักษณ III • ดาวยักษเล็ก (Sub giants) ใชสัญลักษณ IV • ดาวแคระ หรือดาวในแถบลําดับหลัก (Dwarfs or Main sequence) ใช สัญลักษณ V ภาพที่ 4.6 ประเภทและความสองสวางดาวฤกษที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 251 179บทที่ 4 การเขียนประเภทของดาวฤกษก็จะนิยมเขียนตอทาย ชนิด สเปกตรัมของดาว ดังเชน ดวงอาทิตยจัดเปน ดาว ประเภท G2V หรือดาวซิริอุส (Sirius) มี สเปกตรัมเปน A1V หรือดาวอัลดิบาแรน (Aldebaran) มีสเปกตรัมเปน K5III เปน ตน และเรียกระบบชนิดของดาวฤกษนี้วา ระบบ มอรแกน - คีแนน (Morgan - keenan system) ดังภาพที่ 4.7ภาพท่ี4.7 ระบบมอรแกน – คีแนน (Morgan-keenan system) ที่มา: ดดัแปลงจาก Seeds & Backman, 2010, p. 251 18090

14/10/6691บทที่ 4 วิวัฒนาการของดาวฤกษ ดาวฤกษทุกดวงมีชีวิตคลายกับสิ่งมีชีวิตทั่ว ๆ ไป มีการเกิด มีพฤติกรรม อายุขัย และลักษณะการส้ิน อายุขัย ซ่งึปจจัยหนึ่งที่เปนส่งิกําหนดคือมวลเริ่มตนของดาวเมื่อรวมตัวขึ้น โดยนักดาราศาสตรไดแบงมวลของดาว ออกเปน 3 ระดบัดังนี้ ดาวฤกษมวลนอย (Low mass star) เปนดาวฤกษที่ถือกําเนิดมาดวยมวลนอยกวา 2 เทาของมวลดวง อาทิตย ดาวฤกษมวลปานกลาง (Intermediate mass star) เปนดาวฤกษที่ถือกําเนิดมาดวยมวลระหวาง 2 - 8 เทาของมวลดวงอาทติย ดาวฤกษมวลมาก (High mass star) เปนดาวฤกษที่ถือกําเนิดมาดวยมวลมากกวา 8 เทาของมวลดวง อาทิตย 181บทที่ 4 ดาวฤกษมวลนอย ดาวฤกษมวลนอยความรอนจากการฟวชันของไฮโดรเจนจะสงผลใหแกนกลางขยายตัวสรางแรงผลักดนัใหสมดุลกับแรงโนมถวงที่เกิดขึ้นจากเนื้อสารของดาว ปกติแลวอัตราการเกิดฟวชันนอยลงดาวจะยุบตัวลงทําให แกนกลางมีความรอนสูงขึ้น ทําใหเพิ่มอัตราการเกิดฟวชันแลวสงผลใหมีแรงดันกลับมาสรางสมดุลดังเดิม แตถา ไฮโดรเจนที่แกนกลางหมดก็จะไมเกิดปฏิกิริยาฟวชันของไฮโดรเจนอีก จะคงเหลือแตเพียงแกนกลางของดาวที่ เต็มไปดวยฮีเลียมที่เปนขี้เถาจากการเผาผลาญไฮโดรเจน ดังภาพที่ 4.8 ภาพท่ี4.8 แผนโครงสรางภายในของดาวขณะแกนกลางเกิดฟวชันฮีเลียมที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 220 18291

14/10/6692บทที่ 4 จากนั้นดาวจะยุบตัวลงอยางตอเนื่องเพราะไมมีแรงดันจากปฏิกิริยาฟวชันที่แกนกลาง การยุบตัวลงของ ดาวจะสงผลความดันภายในดาวและอุณหภูมิสูงขึ้นเรื่อย ๆ ขณะท่ีแกนฮีเลียมถูกอัดแนนบริเวณแกนกลาง โดย ไฮโดรเจนที่อยูรอบ ๆ ก็จะถูกอัดเปนชั้นบาง ๆ อยูเหนือแกนจนมีอุณหภูมิสูงขึ้นถึง 10 ลานเคลวิน แลว เกิดปฏิกิริยาฟวชันอีกคร้ัง เรียกวา ฟวชั่นเปลือกไฮโดรเจน (Hydrogen shell burning) ที่ใหพลังงานมากกวา ฟวชันที่แกนกลาง ดงัภาพที่4.8 ภาพท่ี4.8 แผนโครงสรางภายในของดาวขณะแกนกลางเกิดฟวชันฮีเลียมที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 220 183บทที่ 4 ดาวมวลนอยจะมีกําลังสองสวางเพิ่มขึ้นหลายพันเทา ผิว ชั้นนอกขยายออก ดาวจึงพองออก 100 - 1,000 เทาของขนาด เดิม จะเรียกดาวฤกษในตอนนี้วา ดาวยักษแดง (Red giant star) ดงัภาพที่4.9 ในกระบวนการฟวชันเปลือก ไฮโดรเจนของดาวยักษแดงเปนปฏกิิริยาแบบไมผันกลับ (Run away reaction) ภาพท่ี4.9 โครงสรางภายในของดาวยกัษแดง (Red giant star) ที่มา: ดัดแปลงจาก Seeds & Backman, 2010, p. 294 18492

14/10/6693บทที่ 4 ขณะที่แกนกลางคารบอนถูกบีบอัดจนแนนและไดรับความรอนมากขึ้น ดาวก็จะยุบตัวลงจนถึงจุดหนึ่งก็ไมสามารถยุบตัวลงไดอีก แกนคารบอนจะมีอณุหภูมิประมาณ 300 - 400 ลานเคลวิน ไมสามารถเกิดปฏิกิริยา ฟวชันได ในเมื่อคารบอนไมสามารถรวมตัวเปนธาตุหนักตอไป แกนกลางของดาวก็จะกลายเปนคารบอนเกือบหมดและถูกพัดพา ขึ้นมายังผิวดาวเรียกวาเนบิวลาดาวเคราะห(Planetary nebula) ซึ่งจะเรืองแสงในระยะแรก แตเมื่อเยน็ตัวลง แสงจะ หายไปในหวงอวกาศเอง จนในที่สุดก็เหลือเพียงแตแกนคารบอนที่ยังรอน เรียกแกนนี้วา ดาวแคระขาว (White dwarf) ดังภาพที่ 4.10 ภาพท่ี4.10 เนบิวลาดาวเคราะหและดาวเคราะหขาว ที่มา: ดดัแปลงจาก Seeds & Backman, 2010, p. 302 185บทที่ 4 ดาวฤกษมวลปานกลาง จะมีลักษณะการสิ้นอายุขัยเชนเดียวกันกับดาวมวลนอย กลาวคือ กลายเปนดาวแคระขาวที่ถูกหอมลอม ดาวเนบิวลาดาวเคราะห ซึ่งสิ่งที่แตกตางไปก็คือ ลักษณะการเกิดจะดําเนินไปอยางรวดเร็วกวาดาวมวลนอย และมี มวลมากวาจะสงผลใหความดันและอุณหภูมิที่แกนกลางสูงมากขึ้น ดาวมวลปานกลางจะสามารถบีบอัด ให แกนกลางคารบอนมอีุณหภมูิสูงถึง 600 ลานเคลวิน ซึ่งเพียงพอตอการเกิดปฏิกิริยาฟวชันที่จะหลอมรวม คารบอน ใหเปนออกซิเจนและนีออน กอนที่ดาวจะไมสามารถยุบตัวไดตอไป สุดทายดาวแคระขาวท่ีเกิดจากดาวฤกษมวล ปานกลางจะเตม็ ไปดวยออกซิเจนและนีออน 18693

14/10/6694บทที่ 4 ลักษณะการสิ้นอายุขัยของดาวฤกษมวลมาก ดาวมวลมากจะใชเวลาในกระบวนการตาง ๆ อยางรวดเร็วกวาดาวมวลนอยและมวลปานกลาง ดาวมวล มากจะยุบตัวลงทําใหอุณหภูมิแกนกลางสูงถึง 600 ลานเคลวิน ฟวชันคารบอนจนกระท่ังแกนกลางถูกแทนที่ดวย ออกซิเจนที่เกิดจากขี้เถาของปฏิกริิยาฟวชัน จากน้นัเมื่อฟวชันคารบอนท่แีกนกลางหยุดลงดาวก็จะยุบตัวจนทําใหมีอุณหภูมิสูงถึง 1,500 ลานเคลวิน และจุดปฏิกิริยาฟวชันของออกซเิจนและนีออนตอไป 187บทที่ 4 ขณะท่ดีาวมวลมากฟวชันของออกซิเจนที่ถูกจุดที่แกนกลางและฟวชั่นเปลือกของฮีเลียม ไฮโดรเจน เรียก ปฏิกิริยา นี้วา การเกิดปฏิกิรยิาฟวชั่นเปลือกหลายชั้น (Multiple shell burning) สงผลใหเกิดธาตุหนัก จากคารบอนไปเปน ออกซิเจน นีออน แมกนีเซียม ซิลิคอน จนถึงธาตุเหล็กท่แีกนกลาง ดังภาพที่4.11 ภาพที่ 4.11 การเกดิปฏิกิริยาฟวชันเปลือกหลายชั้นของดาวมวลมากที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 786 18894

14/10/6695บทที่ 4 เมื่อแกนกลางเปนเหล็กซ่งึธาตุเหล็กไมสามารถหลอมรวมเปนธาตหุนักกวานี้ไดแมวาอุณหภูมิที่แกนกลางจะสูง ดงันั้นการเกิดธาตุเหล็กในแกนกลางของดาวฤกษมวลมากจะเปนตัวบงชี้วาดาวจะถึงจุดสุดทายของวิวัฒนาการ แลว สงผลใหดาวระเบิดออกมาในทุกทิศทางปลดปลอยพลังงานและแสงสวางออกมา ความรอนและความดันท่ีมหาศาล จากการระเบิดทําใหเกิดธาตุหนัก เชน ปรอทเงิน หรือทองคํา การระเบิดนี้เรียกวา ซูเปอรโนวา (Supernova) ที่ หลงเหลือซากที่แกนกลางของดาวเอาไว คือดาว นิวตรอน ดาวฤกษมวลมากที่มีมวลมากกวา 18 เทาของ มวลดวง อาทิตย การสิ้นอายุขัยจะรุนแรงมาก แกนกลางที่เปนเหล็ก เกิดปฏิกิริยาฟวชันแลวดาวจะยุบตัวลงสุดกลายเปนหลุมดํา (Black hold) ดังภาพที่ 4.12 ภาพที่ 4.12 วิวัฒนาการของดาวฤกษมวลมาก ที่มา: ดดัแปลงจาก Fraknoi, Morrison, Wolff, 2017, p. 974 189บทที่ 4 สรุป ดาวมวลนอยจะสิ้นอายุขัยอยางเรียบ ๆ ดวยการกลายเปนดาวแคระขาว และมีเนบิวลาดาวเคราะห (Planetary nebula) ดาวมวลปานกลางจะสิ้นอายุขัยดวยการกลายดาวแคระขาวที่เปนธาตุออกซิเจน สําหรับดาว มวลมากจะสิ้นอายุขัยโดยการระเบิดเปนซุปเปอรโนวา (Supernova) ที่ปลดปลอยพลังงานออกมาอยางมหาศาล แสงสวางจากการระเบิดสามารถเห็นไดในระยะหลายพันลานปแสง กลายเปนดาวนิวตรอน แตถามีมวลมากกวา 18 เทาของมวลดวงอาทิตยจะกลายเปนหลุมดํา ดังภาพที่ 4.13 ภาพท่ี4.13 วิวัฒนาการของดาวฤกษ ที่มา: ดดัแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 745 19095

14/10/6696บทสรุปประจําบทที่ 4 ดาวฤกษเปนกอนสสารขนาดใหญที่รวมตวักันตามกฏของแรงโนมถวงระหวางอะตอมไฮโดรเจนและฝุนในอวกาศ จน แกนกลางของดาวฤกษมอีุณหภูมิสูงจนเกิดปฏิกิรยิาเทอรโมนิวเคลยีรฟวชันสงแรงดันภายในออกมา เมื่อความโนมถวงที่เกิดขึ้น และแรงดันภายในจากแกนกลางของดาวฤกษอยูในสภาวะสมดุลก็จะสงผลใหดาวฤกษนั้นมีลักษณะเปนทรงกลม 1. สมบัติของดาวฤกษ ระยะทางของดาวฤกษที่อาศยัการสงัเกตการณดวยวิธีพารัลแลกซ ็ คํานวณไดจากสมการ 1 d= p 2. การเคล่อืนที่ของดาวฤกษการเคลื่อนที่ของดาวฤกษที่อยูในรูป space motion หรือเรียกอีกอยางหนึ่งวาการเคล่อืนที่ของดาวฤกษในอวกาศ ซึ่งจะพิจารณาการเคลื่อนที่ทั้งการเคล่อืนที่ในแนวขวาง ขณะที่การเคลื่อนที่ตามขวางหาไดจากสมการ และการเคล่อืนที่ในแนวเล็ง หาไดจาก V = 4.74 d t Vr 0 = c 0 และการเคล่อืนที่ในแนวเล็ง หาไดจาก 191บทสรุปประจําบทที่ 4 การแผพลังงานของดาวฤกษ เปนการแผพลังงานที่คลายกับการแผรังสีของวัตถุดํา ซึ่งพลังงานท่ีแผออกมาจากผิวดาวในหน่ึงหนวยวินาทีเรียกวา กําลงัสองสวาง สามารถหาไดจากสมการ และพลังงานที่ตกกระทบตอหนวยพื้นที่ ณ ระยะทางใด ๆ จะเรียกวา ฟลักซรังสีเทียบเทากับคาความสวางปรากฏ ของดาวที่สามารถสังเกตได โดยฟลักซรังสีหาไดจากสมการ 19296

14/10/6697บทสรุปประจําบทที่ 4 การแผพลังงานของดาวฤกษ ความสวางของดาวฤกษเปนพลังงานที่แผออกใน 1 วินาทีท่ตีกกระทบพื้นท่หีนึ่งในแนวตั้งฉาก โดยคาความสวางที่เกิด จากความรูสึกทางประสาทจะเปนปฏิภาคโดยตรงกับลอการทิึมของปริมาณพลังงานที่มากระทบ ตามกฎของเฟคเนอรโดยคา ความสวางในทางดาราศาสตรแบงออกเปน 2 ประเภท คือ ความสวางปรากฏและความสวางสัมบูรณโชติมาตรของดาวฤกษเปนการเปรียบเทียบลําดับของความสวาง แบงออกเปนโชติมาตรปรากฏ และโชติมาตรสัมบูรณ โชติมาตรปรากฏเปนการเปรียบเทียบลําดบัความสวางของดาวฤกษ2 ดวง หาไดจากสมการ f2 m - m = 2.5log 1 2 f1 โชติมาตรสัมบูรณเปนการพิจารณาคาโชติมาตรที่มีระยะหางของดาวฤกษจากผูสังเกตดวย เปนระยะ 10 pc ประกอบ กับคาโชติมาตรปรากฏท่สีังเกตการณไดโดยพิจารณาดังสมการ M = m + 5 - 5logd 193บทสรุปประจําบทที่ 4 สีและดัชนีสี สีของดาวฤกษจะอาศัยคาดัชนีสีเปนตัวกําหนด โดยดัชนีสีหาไดจากผลตางระหวางคาโชติมาตรของความยาวคลื่นสอง ความยาวคลื่น หลักการก็คือจะเอาคาโชติมาตรของความยาวคลื่นสั้นเปนตัวตั้งแลวนําโชติมาตรของความยาวคลื่นยาวไปลบ ออก เชน B-V สเปกตรัมของดาวฤกษ เปนสิ่งที่สามารถบอกประเภทของดาวฤกษไดโดยสเปกตรัมของดาวฤกษท่วัไปมีทั้งสิ้น 7 ประเภท คือ O, B, A, F, G, K และ M โดยช้นัสเปกตรัม O เปนดาวประเภทรอนที่สุด และสเปกตรัม M เปนดาวประเภทเย็นท่สีุด แผนภูมเิอช – อารเปนแผนภาพความสัมพันธระหวางคาคุณสมบัติทางกายภาพของดาวฤกษ เชน ความสัมพันธระหวางคาโชติมาตร สัมบูรณชนิดสเปกตรัม ดัชนีสีหรืออุณหภูมิยังผล นอกจากนี้แผนภาพเอช – อารยังสามารถบอกประเภทของดาวฤกษไดอีกดวย โดยการเขียนประเภทของดาวฤกษตามแผนภูมิเอช – อารก็จะนิยมเขียนตอทายชนิดสเปกตรัมของดาว ดังเชน ดวง อาทิตยจัดเปนดาวประเภท G2V 19497

14/10/6698บทสรุปประจําบทที่ 4 วิวัฒนาการของดาวฤกษ ดาวฤกษก็มีวิวัฒนาการเชนเดียวกับสิ่งมีชีวิต ซึ่งปจจัยหน่ึงที่สําคัญตอวิวัฒนาการของดาวฤกษคือ มวลเริ่มตนของ ดาวหรือมวลของดาวเมื่อรวมตัวขึ้น โดยวิวัฒนาการของดาวฤกษที่แบงโดยมวลของดาวฤกษสามารถจําแนกไดเปน 3 กรณี ไดแก ดาวฤกษมวลนอย ดาวฤกษมวลปานกลาง และดาวฤกษมวลมาก 195แบบฝกหัดทายบทที่ 4 1. จงหาระยะทางของดาวฤกษต อไปนี้วาอยูหางจากผูสังเกตเทาใด - ดาวอัลฟา เซนทอรีมีมุมแพรัลแลกซ 0.769 พิลิปดา - ดาวซิริอุส มีมุมแพรัลแลกซ 0.370 พิลิปดา - ดาวเดเนบ มีมุมแพรัลแลกซ 0.0023 พิลิปดา 2. ดาวฤกษดวงหนึ่งเคลื่อนที่ดวยความเร็วตามขวาง 10 กิโลเมตรตอวินาที และความเร็วตามแนวสายตา 15 กิโลเมตรตอวินาที จงคํานวณหา space motion ของดาวฤกษนี้ 3. ดาววีกา มีระยะหางจากระบบสุริยะ 8 พารเซก ถาโชติมาตรปรากฏของดาววีกามีคา 0.04 คาโชติมาตรสัมบูรณ ของดาววีกามีคาเทาใด 4. ถาดาวฤกษดวงหนึ่งมีกําลงัสองสวางมากกวาดวงอาทติย100 เทา แตมีอุณหภูมิเทากับดวงอาทิตยจงหารัศมีของ ดาวฤกษดวงน้เีทียบกับดวงอาทิตย 5. ดาวเรกูลัส (Regulas) หางจากโลก 26 พารเซก วัดโชติมาตรปรากฏได 1.35 อยากทราบวาดาวเรกูลัส มีโชติมาตร สัมบูรณเทาใด 6. ดาวสไปกา (Spica) มโีชตมิาตรสัมบูรณดังนี้B=0.7 และ V=0.9 ดาวดวงนี้มีดัชนีสีและอุณหภูมิสีเทาใด 7. จงอธิบายวิวัฒนาการขั้นสุดทายของดาวมวลระหวาง 8 –18 เทาของดวงอาทิตย และมวลมากกวา 18 เทาของมวล ดวงอาทิตยวามีความแตกตางกันอยางไร 19698

14/10/6699เอกสารอา  งองิประจําบทที่4 บุญรักษา สุนทรธรรม. (2532). ดาราศาสตรทั่วไป เลม 1. เชียงใหม: ภาควิชาฟสิกส คณะวิทยาศาสตร มหาวิทยาลัยเชียงใหม.บุญรักษา สุนทรธรรม. (2550). ดาราศาสตรฟสิกส. (พิมพครั้งที่ 1). เชียงใหม: หนวยพิมพเอกสารวิชาการ คณะวิทยาศาสตร มหาวิทยาลัยเชียงใหม.วิภู รุโจปการ. (2557). เอกภพ เพื่อความเขาใจในธรรมชาตขิองจักรวาล. (พิมพครั้งที่ 12). กรุงเทพฯ: นามมีบุค พับลิเคชั่นส. Bennett, J., Donahues, M., Schneider, N., & Voit, M. (2012). The essential cosmic perspective. (6th ed.). San Francisco: Pearson Education, Inc. Fraknoi, A., Morrison, D., & Wolff, C. (2017). Astronomy. Texas: OpenStax. Seeds, A., & Backman, E. (2010). Astronomy: The Solar System and Beyond. (6th ed.). California: Nelson Education, Ltd. 197บทที่ 5 แผนบริหารการสอนประจําบท ดวงอาทิตย อาจารยวรีวัฒน อินทรทั ต 99

14/10/66100แผนบริหารการสอนประจําบท เนื้อหา/สาระการเรียนรู 1. สมบัติและโครงสรางของดวงอาทิตย 2. ปฏิกิริยาเทอรโมนวิเคลียรของดวงอาทิตย 3. ปรากฏการณดวงอาทิตย 4. วิวัฒนาการของดวงอาทิตย 5. การสํารวจดวงอาทิตย บทสรุปประจําบทที่ 5 แบบฝกหัดทายบทที่ 5 เอกสารอางอิงประจําบทที่ 5 199แผนบริหารการสอนประจําบท วัตถปุระสงคเชงิพฤติกรรม 1. ผูเรียนสามารถอธิบายคุณสมบตัิและโครงสรางของดวงอาทิตยได 2. ผูเรียนสามารถอธิบายปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรภายในดวงอาทิตยได 3. ผูเรียนสามารถอธิบายปรากฏการณตางๆ บนดวงอาทิตย 4. ผูเรียนสามารถอธิบายวิวัฒนาการของดวงอาทิตยได 5. ผูเรียนสามารถอธิบายการสํารวจดวงอาทิตยได 200100

14/10/66101แผนบริหารการสอนประจําบท วิธสีอนและกิจกรรมการเรียนการสอนประจาํบท 1. ผูสอนสนทนากับผูเรียนถึงความรูความเขาใจเบื้องตนเกี่ยวกับดวงอาทิตยโดยสมุถามผูเรียนในชั้นเรียน 2. ผูสอนบรรยายหัวขอสมบัติและโครงสรางของดวงอาทิตย ปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรของดวงอาทิตย ปรากฏการณดวงอาทิตยวิวัฒนาการของดวงอาทิตยและการสํารวจดวงอาทิตยแลวใหผูเรียนรวมกนัอภิปราย 3. ผูสอนแบงกลุมผูเรียน กลุมละ 3 คน จากน้ันมอบหมายใหผูเรียนสรางกลองรูเข็ม พรอมทั้งฝกปฏิบัติการ ใชงาน และทํากิจกรรมการวัดขนาดของดวงอาทิตยโดยใชกลองรูเข็ม หาขนาดของดวงอาทิตยจากกลองรูเข็ม เปรียบเทียบขนาดดวงอาทิตยที่วัดไดกับขอมูลจากทฤษฎี 4. เมื่อฝกปฏิบัติเสร็จสิ้น ผูสอนเปดโอกาสใหผูเรียนทุกคนรวมกันอภิปราย ผูสอนสรุปความรูเก่ียวกับดวง อาทิตย 5. ผูสอนมอบหมายงานใหผูเรียนทําแบบฝกหัดทายบท 201แผนบริหารการสอนประจําบท สื่อการเรยีนการสอน 1. เอกสารประกอบการสอน บทที่ 5 2. Power point 3. คลิปวิดีโอ 4. กลองรูเข็ม 5. แบบฝกหัดทายบท 202101

14/10/66102แผนบริหารการสอนประจําบท การวัดและประเมินผล 1. สังเกตความตั้งใจเรียน และการมีสวนรวมในกิจกรรมการเรยีนการสอน 2. พิจารณาการอภิปรายแลกเปลี่ยนความรใูนหองเรียน 3. พิจารณาและตรวจผลการฝกปฏิบัติการสรางกลองรูเข็ม 4. พจิารณาจากการสังเกตการณดวงอาทิตยหรือวิเคราะหภาพถายดวงอาทิตย 5. ตรวจแบบฝกหัดทายบท 203บทที่ 5 เนื้อหา ดวงอาทิตย อาจารยวรีวัฒน อินทรทั ต 102

14/10/66103บทที่ 5 ดวงอาทิตย สมบัตแิละโครงสรางของดวงอาทิตย ปฏิกิริยาเทอรโมนวิเคลียรของดวงอาทิตย ปรากฏการณดวงอาทิตย วิวัฒนาการของดวงอาทติย การสํารวจดวงอาทิตย 205บทที่ 5 สมบัติและโครงสรางของดวงอาทิตย ดวงอาทิตยกําเนิดมาพรอมกับระบบสุริยะ ประมาณ 4,600 ลานปมาแลว โดยการรวมตัวกัน ของกลุมกาซตามทฤษฎีแรงโนมถวงระหวางมวล และมีแรงดันที่เกิดจากปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียร ที่ใจกลางดวงอาทิตย แรงทั้งสองแรงนี้มีความ สมดุลซึ่งกันและกัน จึงทําใหดวงอาทิตยมีลักษณะ เปนกอนทรงกลม ดังภาพที่ 5.1 ภาพที่ 5.1 การทรงตัวอยูของดวงอาทิตย ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 574 206103

14/10/66104บทที่ 5 สมบัติของดวงอาทิตย ดวงอาทิตยมีองคประกอบสวนใหญเปนกาซไฮโดรเจนรอยละ 70 กาซฮีเลียมรอยละ 28 และกาซอื่น ๆ อีก รอยละ 2 โดยมวล มีขนาดเสนผานศูนยกลางประมาณ 1,392,000 กโิลเมตร มีมวลมากถึง 1.989x10 30 กิโลกรัม โดย สมบัตขิองดวงอาทิตยแสดงไดดงัตารางท่ี5.1 ตารางที่ 5.1 สมบัติของดวงอาทิตย 207บทที่ 5 ตารางที่ 5.1 (ตอ) สมบตัิของดวงอาทิตย 208104

14/10/66105บทที่ 5 โครงสรางของดวงอาทิตย การศึกษาโครงสรางของดวงอาทิตยทําไดโดยใชศาสตรที่เรียกวา Helioseismology ศึกษาเก่ยีวกับการสั่น ไหวของผวิดวงอาทิตยซึ่งคลายกับการศึกษาโครงสรางภายในของโลกดวยการวัดแรงสั่นสะเทือนของแผนดินไหว (วิภูรโุจปการ, 2557, หนา 54) และหาทฤษฎทีี่เหมาะสมในการอธิบายโครงสรางภายในใหสอดคลองกับลักษณะ รูปแบบของการสั่นไหว ตลอดจนสรางแบบจําลองที่ใชอธิบายพฤติกรรมที่คาดจะเกิดขึ้น โครงสรางของดวง อาทิตยที่สามารถแบงออกเปน 4 ชั้น ไดแกชั้นแกนกลาง ช้ันแผรังสีชั้นกาซรอนหมุนวน และชั้นบรรยากาศของ ดวงอาทิตย 209บทที่ 5 ชั้นแกนกลาง (Core) เปนชั้นในสุดที่อยูบริเวณใจกลางของดวงอาทิตย จะมีปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียร ประเภทฟวชัน (Fusion) ที่รวมอะตอมของธาตุ ไฮโดรเจน 4 อะตอม เปน ฮีเลียม 1 อะตอม และปลดปลอยพลังงานนิวเคลียรออกมา บริเวณนี้มีอุณหภูมิสูงถึง 15 ลานเคลวิน แลวถายเท ความรอนสูบริเวณชั้นตอไปของดวงอาทิตยชั้นนี้มีคา ความหนาแนนอยูที่ 160 ตันตอลูกบาศกเซนติเมตร ดังภาพท่ี5.2 โครงสรางของดวงอาทิตยชั้นแกนกลาง ภาพที่ 5.2 ที่มา: ดดัแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 578 210105

14/10/66106บทที่ 5 ชั้นแผรังสี (Radiation Zone) เปนชั้นที่ถัดออกมาจากชั้นแกนกลาง พลังงานของ ชั้นนี้ไดรับจากชั้นแกนกลางที่สงออกมาอยางรวดเร็วและ มากเกินกวาท่ีจะสามารถถายเทไปไดดวยตัวกลางใด ๆ สสารในชั้นนี้รอนจนกลายเปนไอ และเปนประจุไฟฟาที่มี พลังงานสูง พลังงานที่กําเนิดขึ้นจะพุงผานชั้นนี้ไปดวย กระบวนการถายเทความรอนแบบแผรังสีในช้ันนี้ความ หนาแนน 40 ตันตอลูกบาศกเซนติเมตร และก็จะลดลง เรื่อย ๆ ตามระยะหางจากแกนกลางมีระยะราว 400,000 km ระยะหางนี้อุณหภูมิจะลดลงเหลือ 2 - 3 ลานเคลวิน ดงัภาพที่5.3 ภาพที่ 5.3 ภาพท่ี5.3 โครงสรางของดวงอาทิตยชั้นแกนกลาง โครงสรางของดวงอาทิตยชั้นแผรังสี ที่มา: ดดัแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 578 211บทที่ 5 ชั้นกาซรอนหมุนวน (Convective zone) มีขอบเขตประมาณ 4000,000 km จากแกนกลาง ขึ้นมาจนถึงผิวของดวงอาทิตย ชั้นนี้กาซทําหนาที่เปน ตวักลางในการถายเทความรอนแบบพาความรอน เรียกวา การหมุนวน ดังภาพที่5.4 กาซในชั้นนี้จะเคลื่อนท่ีดวย อัตราเร็ว 0.1 - 1 km/s สามารถสังเกตไดจากผิวของดวง อาทิตยที่มีความไมเรียบเกิดจากการหมุนวนของกาซ เรียกวา ดอกดวงบนดวงอาทิตย (Granulation) ภาพที่ 5.4 โครงสรางของดวงอาทิตยชั้นกาซรอนหมุนวน ที่มา: ดัดแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 578 212106

14/10/66107บทที่ 5 ดอกดวงบนดวงอาทิตยดงัภาพที่5.5 มขีนาดประมาณ 1,500 กิโลเมตร และบริเวณใจกลางของเม็ดเล็ก ๆ จะ มีความรอนมากกวาบรเิวณขอบ เนื่องจากกาซรอนจะลอยตัวขึ้นมาตรงกลางแลวคายความรอนและเมื่อเย็นตัว ลงก็จะตกลงบริเวณขอบ ภาพที่ 5.5 ปรากฏการณดอกดวงบนดวงอาทิตย ที่มา: ดัดแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 529 213บทที่ 5 ชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย เปนชั้นที่เริ่มตนจากโครงสรางของดวงอาทิตย โดยเปนสวนที่มีความหนาแนนมากที่สุดและคอย ๆ เบา บางลงเรื่อย ๆ ชั้นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตยมีบริเวณกวางมากกวา 1.5 เทาของรัศมีดวงอาทิตย ซึ่ง ชั้น บรรยากาศของดวงอาทิตยสามารถแบงออกไดเปน 3 ชั้นตามระดับความสูง และสมบัติทางกายภาพ ไดแกช้ันโฟ โตสเฟยร (Photosphere) ชั้นโครโมสเฟยร (Cromosphere) และชั้นโคโรนา (Corona) (บุญรักษา สุนทรธรรม, 2532) 214107

14/10/66108บทที่ 5 โฟโตสเฟยร (Photosphere) เปนชั้นบรรยากาศของดวง อาทิตยชั้นลางสุดตั้งแตระดับ ผิวของดวงอาทิตยถึงความ สูงท่ีระดับประมาณ 850 กิโลเมตร ซึ่งที่มาของชื่อ บรรยากาศโฟโตสเฟยรที่แปลวาทรงกลมแหงแสง มาจาก การสังเกตการณปรากฏการณสุริยุปราคาในสมัยโบราณ ที่ ผูสังเกตบนโลกไมสามารถเห็นผิวดวงอาทิตยไดเลย ทําให นักดาราศาสตรในสมัยโบราณเชื่อวา ถาดวงอาทิตยสวนน้ีถูกบังไปจะหายไป แสดงวาสวนนี้จะตองเปนสวนหนึ่งที่ให ภาพท่ี5.6 โครงสรางชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย แสงสวาง จึงเปนที่มาของชั้นบรรยากาศชั้นนี้ ดังภาพที่ 5.6 ที่มา: ดัดแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 527 215บทที่ 5 บริเวณพื้นผวิและบรรยากาศชั้นโฟโตสเฟยรเปนบริเวณท่ีสองสวางของดวงอาทิตยซึ่งเมื่อเห็นดวงอาทิตยนั่นคือเห็นแสงจากช้ันโฟโตสเฟยรนอกจากจะเปนชั้นท่ีสองสวางของดวงอาทิตยแลวยังมีปรากฏการณสําคัญ เกิดขึ้นหลายอยาง เชน จุดดวงอาทิตยการลุกจาบนดวงอาทติยและดอกดวงบนดวงอาทิตยดังภาพที่5.7 ภาพท่ี5.7 แสดงจดุดวงอาทิตยที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 528 216108

14/10/66109บทที่ 5 โครโมสเฟยร (Cromosphere) เปนชั้นบรรยากาศถัดจาก ชั้นบรรยากาศช้ันโฟโตส เฟยรที่มีระดับความสูง 900 - 3,000 กิโลเมตร เหนือผิว ดวงอาทิตย โครโมสเฟยรที่ แปลวาทรงกลมแหงสีโดยช้ัน บรรยากาศชั้นนี้เปนชั้นท่ีมีการระเบิดของกาซอยูทั่วไป ดังภาพท่ี5.8 การสังเกตดวง อาทิตยขณะเกิดปรากฏการณ สุริยุปราคาเต็มดวง จะ สามารถเห็นชั้นบรรยากาศโครโมส เฟยรที่มีสีแสงสีแดงที่ บริเวณขอบ ภาพที่ 5.8 โครงสรางชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 527 217บทที่ 5 บรรยากาศชั้นโครโมสเฟยรมีอุณหภูมิประมาณ 6,000 - 10,000 เคลวิน และจะมีปรากฏการณเกิดขึ้น หลายอยาง ที่สําคัญก็คือ เปลวสุริยะ ที่เกิดจากการระเบิดของกาซรอนบนดวงอาทิตยจากผิวขึ้นไปสูบรรยากาศ ในบางคร้ังการระเบิดอยางรุนแรงมากจะทําใหกาซพุงขึ้นไปถึงชั้นโคโรนา เรียกวา การพุงของมวลโคโรนา (Coronal mass ejection, CME) ดังภาพที่ 5.9 ภาพท่ี5.9 การพุงของมวลโคโรนาที่ความยาวคล่นือัลตราไวโอเลตที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 543 218109

14/10/66110บทที่ 5 โคโรนา (corona) เปนชั้นบรรยากาศชั้นนอกสุดของ ดวง อาทิตยมีระดับความสูงประมาณ 5,000 กิโลเมตร และ แผออกไปมากกวา 1,000,000 กิโลเมตร จากผิวดวง อาทิตย ชั้นบรรยากาศโคโรนาเปนชั้นบรรยากาศที่มีพื้นที่ มากที่สุดแตกลับมีความสวางนอยมากเมื่อเทียบกับตัวดวง อาทิตยและมีความสวางเพียง 1 ในลานของชั้น บรรยากาศโฟโตสเฟยร หรือเทียบเทากับความสวางของ ดวงจนัทรเต็มดวงเทานั้น ดังภาพที่5.10ภาพท่ี5.10 โครงสรางชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย ที่มา: ดดัแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 27 219บทที่ 5 ชั้นบรรยากาศโคโรนาประกอบไปดวยอนุภาค พลังงานสูง มากมายที่แผออกมาจากดวงอาทิตย แตเปนที่ นาสงสัยอยูวาเพราะเหตุใดขั้นบรรยากาศโคโรนาถึงมี อุณหภูมิสูงถึง 2,000,000 เคลวิน ขณะที่ชั้นบรรยากาศโฟ โตสเฟยร และโครโมสเฟยรมีอุณหภูมิเพียง 5,700 - 10,000 เคลวิน เทานั้น ดังภาพที่5.11 ภาพที่ 5.11 ช้นับรรยากาศโคโรนาขณะท่เีกดิปรากฏการณสุริยุปราคาเต็มดวงที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 216 220110

14/10/66111บทที่ 5 ปฏิกิรยิาเทอร โมนิวเคลียร  ของดวงอาทิตย  แหลงพลังงานของดวงอาทิตยสวนใหญจะมาจากปฏิกิริยาหลอมรวมทางเทอรโมนิวเคลียร(Thermonuclear fusion reaction) ที่บริเวณใจกลางของดวงอาทิตยที่ถูกเสนอโดย เอช เบเร (H. Bethe) และซี เอฟ ฟอน ไว แซค เกอร (C.F. von Weizacker) ในป ค.ศ. 1938 อุณหภูมิและความดันสูงเพียงพอที่จะทาํ ใหนิวเคลียสของอะตอมชนกันบอยครั้ง และแรงพอท่จีะทําใหอะตอม เหลานั้นหลอมรวมติดกันเปนนิวเคลียสของธาตุใหมที่มีมวลอะตอมสูงข้ึนไป และมวลสวนหนึ่งของสสารที่เขาไปทํา ปฏิกิริยาหายไป ซึ่งมวลที่หายไปนี้จะเปลี่ยนเปนพลังงานตามสมการของไอนสไตน (ระวี ภาวิไล, 2522, หนา 306) 221บทที่ 5 สมการของไอนสไตน อนุภาคที่จะสามารถเขามาหลอมรวมกันไดงายที่สุดในธรรมชาติ คือ โปรตอนหรือนิวเคลียสของอะตอม ไฮโดรเจน เพราะแรงผลักระหวางประจุไฟฟามีคานอยที่สุด เมื่อไฮโดรเจนมีอุณหภูมิสูงประมาณ 10 ลานเคลวิน นิวเคลียสจะมีความเร็วเพียงพอที่จะวิ่งเขาใกลนิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจนอื่นไดจนเกิดแรงนิวเคลียร การศึกษา พบวาดวงอาทิตยไดมีการแผรังสีเชนนี้มาแลวกวา 4,600 ลานป ดังนั้นทฤษฎีแหลงพลังงานของดวงอาทิตยจาก ปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรมีความเปนไปไดมากที่สุด ซึ่งกระบวนการหลอมรวมโปรตอนเปนนิวเคลียสของอะตอม ฮีเลียมแบงออกเปน 2 ปฏิกิริยาคอื ปฏิกิริยาลูกโซโปรตอน – โปรตอน และปฏิกิริยาวัฏจักรคารบอน (5.1) 222111

14/10/66112บทที่ 5 ปฏิกริิยาลูกโซโปรตอน – โปรตอน (Proton - proton chain reaction) เปนปฏิกิรยิาที่สําคัญของชวงอุณหภูมิต่ํากวา 20 ลานเคลวิน ที่ทําใหพลังงานในดวงอาทิตยและดาวฤกษเริ่มใชพลังงานเทอรโมนิวเคลียรในการแผรงัสีมีขั้นตอนของปฏกิิริยาโปรตอน – โปรตอน ดังนี้ โปรตอน 2 ตัว รวมเปนดิวทีรอน (Deuteron) ซึ่งเปนนิวเคลียสของธาตุดิวทีเรียม (Deuterium) หรือ ไฮโดรเจนหนัก จะมีโพสิตรอน (Positron, ା) เปนอนุภาคเกิดขึ้นเปนอิเล็กตรอนที่มีประจุเปนบวก นอกจากนี้ยังมี อนุภาค นิวตริโน (Neutrino, ) เขียนเปนสมการนิวเคลียรไดคือ 223บทที่ 5 จากน้นัดิวที่รอน 1 ตัว เขารวมกับโปรตอน 1 ตัว ไดนิวเคลียสของฮีเลียมสาม 2He3 ซึ่งเปนไอโซโทปแบบหนึ่งของ ธาตุฮีเลียม และในกรณนี้จีะมีพลงังานเกิดขึ้นในรูปของคลื่นแมเหล็กไฟฟาความถี่สูง เรียกวารังสีแกมมา หรือโฟตอน ดงัน (ี้) เมื่อปฏิกิริยาทั้ง 2 ขางตนเกิดขึ้นอยางละ 2 ครั้งจะได 2He3 2ตัว ซ่ึงจะมาทําปฏิกิริยากันเอง เกิดเปน อนุภาค แอลฟาขึ้นและเกิดโปรตอนกลับคืนมา 2 ตวัดงัสมการ 224112

14/10/66113บทที่ 5 จากปฏิกิริยาที่เกิดขึ้นสามารถสรุปรวมไดวา มีจํานวนโปรตอนเขาสูปฏิกิรยิาทั้งหมด 6 ตวัและกลับคืนมา 2 ตัว เกิด นิวเคลียสของฮีเลียม 1 ตัว อยางไรก็ตามนอกจากปฏิกิริยาขั้นท่ี3 เกิดขึ้นแลว ยังอาจเกิดปฏิกิริยาหลอมรวมอีก อยางหนึ่ง ดังสมการ กลาวคือนิวเคลียสของไอโซโทปสองชนิดของฮีเลียมรวมกันเปนนิวเคลียสของธาตุเบอรีเลียม แลวให พลังงาน หรือโฟตอน ตอจากนั้นเบอร่ีเลียมทําปฏิกิริยากับอิเล็กตรอนไดธาตุลิเธียม แลวธาตุลิเธียมทําปฏิกิริยากับ โปรตอนเกิดเปนฮีเลียม 2 ตัว 225บทที่ 5 ปฏิกริิยาวัฏจักรคารบอน (Carbon cycle reaction) ปฏิกิริยานี้เรยีกอีกอยางวา วัฏจักร CNO (CNO cycle) เนื่องจากมีนิวเคลียสของไนโตรเจนและออกซิเจน เกิดขึ้น สําหรบัธาตุคารบอนจะเปนตัวเขาทาํ ปฏิกิริยากับไฮโดรเจน แลวกลับออกมาจากกระบวนการขั้นสุดทาย โดย ถือวาคารบอนทําหนาที่เปนตัวคะตาไลสต(Catalyst) เพราะถาไมมีคารบอนอยูในดวงอาทิตยหรือดาวฤกษก็จะไมสามารถเกดิวัฏจกัรนี้ไดโดยมีขั้นตอนดงันี้ขั้นท่ี1 จะเริ่มขึ้นดวยการหลอมรวมของโปรตอนกับคารบอน - 12 ไดเปนไนโตรเจน -13 และโฟตอน ดงัสมการ 226113

14/10/66114บทที่ 5 ขั้นท่ี2 ไนโตรเจน -13 ที่ไมเสถียรจะสลายตวัใหคารบอน -13 พรอมกับโพสิตอนและนิวตริโน ขั้นท่ี3 โปรตอนอีกตัวหนึ่งจะเขาหลอมรวมกับคารบอน -13 ไดไนโตรเจน -14 และโฟตอน ขั้นที่ 4 โปรตอนตัวท่สีามเขาหลอมรวมกับไนโตรเจน -14 ไดออกซิเจน -15 กับโฟตอน 227บทที่ 5 ขั้นท่ี5 ออกซเิจน -15 ที่ไมเสถียรจะสลายตัวใหไนโตรเจน - 15 โฟสตรอนและนิวตริโน ขั้นท่ี6 ซึ่งเปนขั้นสุดทาย โปรตอนตัวที่ส่เีขาหลอมรวมกับไนโตรเจน -15 ไดคารบอน -12 กลับคนืมาและ ฮเีลยีม -4 จากขั้นตอนท้ังหมดจะเห็นวาไอโซโทปของไนโตรเจนและออกซิเจนที่เกิดขึ้นในขั้นตอนตาง ๆ จะสลาย หมด แลวโฟตอนที่เกิดขึ้นจะเดินทางออกมาจากใจกลาง โดยการถายเทความรอนแบบแผรังสีผานช้ันแผรังสีและ ชั้นกาซรอนหมุนวนโดยการถายเทความรอนแบบการนาํแลวจึงแผกระจายออกสูอวกาศ ขณะที่นิวตริโนจะไมถูก ยับย้งัไวและจะเดินทางจากปฏิกิริยาในแหลงกาํเนิดออกสูอวกาศดวยความเร็วเกือบเทาแสง 228114

14/10/66115บทที่ 5 วัฏจักรคารบอนเปนปฏิกิริยาที่เกิดขึ้น ณ บริเวณที่มีอุณหภูมิสูงกวา 20 ลานองศา และเปนวัฏจักรท่ีมีความสําคัญตอดาวฤกษที่มีอุณหภูมิสูงกวาดวงอาทิตยเปนอยางยิ่ง เมื่อดาวฤกษที่มีอุณหภูมิสูงถึง 100 ลาน องศา ฮีเลียมจะเริ่มหลอมรวมกันเปนธาตุหนักขึ้น คือ คารบอน ออกซิเจน และนิออน เชน ฮีเลียม 3 ตัวหลอม รวมกัน เปนคารบอนตามสมการ จากสมการที่มีเครื่องหมายยอนกลับจะแสดงวา เบอรเลียม -8 มีสถาวะไมเสถียรซึ่งจะสลายตัวกลับไป เปน ฮีเลียมได แตสภาพจะเขาสูสมดุลสําหรับอุณหภูมิหนึ่งใด ๆ และก็จะมีเบอรีเลียม อยูเพียงพอที่สมการขั้น ตอมา โดยกระบวนการนี้เรียกวา กระบวนการสามแอลฟา (Triple – alpha process) เปนระยะแรกของการใชฮีเลียมเปนเชื้อเพลิง 229บทที่ 5 ตัวอยางที่ 5.1 จากพลังงานภายในดวงอาทิตยจากบริเวณแกนลาง โดยปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรหลอมรวม 4 นิวเคลียสของไฮโดรเจน 4 ตัว เปนนิวเคลียสของฮีเลียยม 1 ตัว ตามสมการ 41H 1 →2He4 + 2e+ + จงหาพลงังานสูญเสียที่เกิดขึ้นจากกระบวนการเทอรโมนิวเคลียร 230115

14/10/66116บทที่ 5 231บทที่ 5 อายุของดวงอาทิตยพิจารณาไดจากการเกิดธาตุใหมหรือที่เรียกวาการสังเคราะหนิวเคลียส (Nucleon - synthesis) ที่คิดจากการปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรหลอมรวมของไฮโดรเจน 4 ตัว เปนฮีเลียม 1 ตัว ที่บริเวณ แกนกลางของดวงอาทิตย แกนกลางของดวงอาทิตยมีขนาดของรัศมีเปน 0.3 เทาของรัศมีดวงอาทิตย หรือมีมวลประมาณ 10 เปอรเซ็นตที่จะใชในการเกิดปฏิกิริยา และมวลท่ีหายไปจากกระบวนการปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรหลอมรวม ไอ โดรเจน 4 ตัว เปนฮีเลียม 1 ตัว ในอัตราสวนของมวลที่หายไปตอมวลของฮีเลียม เทากับ 0.047476x10-27/ 6.644316x10-27 เทากับ 0.007145 232116

14/10/66117บทที่ 5 เมื่อการหลอมรวมไฮโดรเจน 4 ตัว เปนฮีเลียม 1 ตัว ที่แกนกลางของดวงอาทิตย ขณะที่ดวงอาทิตยมีการ แผรงัสีออกมาเทากับ 3.9x10 26 วัตต ดังนั้นเวลาที่ดวงอาทิตยใชในการแผรังสีจากพลังงานที่แกนกลาง สามารถหา ได จากอัตราสวนระหวางพลังงานตอปริมาณในการแผรังสี หาไดจากสมการ 5.2 t คือ เวลาที่ดวงอาทิตยใชในการแผรังสีในหนวย วินาที E คือ พลังงานการแผรังสีจากที่แกนกลางของดวงอาทิตยใชในหนวย จูล  L คือ ปริมาณในการแผรงัสีในหนวย วัตต (5.2) 233บทที่ 5 โจทยลองคิด มวลของดวงอาทิตยเทากับ 1.989x1030 กิโลกรัม ขณะที่แกนกลางของดวงอาทิตยมีการแผรังสีออกมาเทากับ 3.9 x 1026 วัตต จงหาพลังงานการแผรังสีจากที่แกนกลางของดวงอาทิตยและเวลาที่ดวงอาทิตยใชในการแผรังสี 234117

14/10/66118บทที่ 5 ปรากฏการณบนดวงอาทิตย ปรากฏการณบนดวงอาทิตยที่สามารถสังเกตได เชน จุดดวงอาทิตย เปลวสุริยะ และลมสุริยะ ซึ่ง ปรากฏการณนี้มีลักษณะและพฤติกรรมท่ีแตกตางกัน แตปรากฏการณทั้งสามนี้มีกลไกพื้นฐานเดียวกันก็คือ สนามแมเหล็กของดวงอาทิตย จุดบนดวงอาทิตย เปนบริเวณที่ผูสังเกตเห็นจุดสีดําปรากฏบน ดวงอาทิตยตามบริเวณตาง ๆ ซึ่งจุดเหลานั้นเรียกวาจุดดับบนดวงอาทิตย หรือ จุดดับ แตแทที่จริงแลวจุดเหลานั้นไมไดดับไปจริง ๆ แตเปนบริเวณ ที่มีอุณหภูมติ่ํากวาผิวดวงอาทติยรอบขางราว 1,000 เคลวิน สงผลใหเห็น เปนสีดําเมื่อเทียบกับบริเวณรอบขาง ดังภาพที่ 5.12 ภาพท่ี5.12 ภาพถายจุดดวงอาทิตย ที่มา: https://www.nasa.gov/missions/sdo/what-will-solar-cycle-25-look-like/ 235บทที่ 5 จุดบนดวงอาทิตย ที่มีสีน้ําตาลเขมซึ่งเรียกวาเขตมืด (Umbra) และบริเวณรอบ ๆ จะมีสีจางกวาเรียกวา เขต มัว (Penumbra) ดังภาพที่ 5.13 (บุญรักษา สุนทรธรรม, 2532, หนา 216) โดยเขตมืดจะมีอุณหภูมิยังผลราว 4,240 เคลวิน และเขตมัวประมาณ 5,680 เคลวิน (ระวี ภาวิไล, 2522, หนา 343) ซึ่งการเกิดของจุดบนดวงอาทิตย จะอยูที่บริเวณละติจูดประมาณ 30 องศา ภาพที่ 5.13 เขตมืดและเขตมัวของจดุบนดวงอาทติยที่มา: ดดัแปลงจาก Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 535 236118

14/10/66119บทที่ 5 จุดบนดวงอาทิตยเปนปรากฏการณชั่วคราวซึ่งจะมี การเปลี่ยนแปลงอยูเสมอ ซึ่งการเปลี่ยนแปลงของจุดดวง อาทิตยนี้อาจพิจารณาไดวาเปนวิวัฒนาการของการเกิดฟลักซแมเหล็กท่ีผุดขึ้นมาสูชั้นบรรยากาศโฟโตสเฟยรการ สังเกตการณ โดยทั่วไปพบวาจุดบนดวงอาทิตยไมไดเกิดขึ้นจุด เดียว แตจะปรากฏเปนกลุมจุด (Sunspot group) ดังภาพที่ 5.14 ที่มีลักษณะของขั้วแมเหล็กคนละชนิดกัน โดยเสนแรง แมเหล็กจะเชื่อมตอระหวางจุดซึ่งมีขั้วตางกันภาพท่ี5.14 ปรากฏเปนกลุมจุดบนดวงอาทติยที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 230 237บทที่ 5 ดวงอาทิตยหมุนรอบตัวเองในอัตรารอบละ 1 เดือน บริเวณเสนศูนยสูตรของดวงอาทิตยจะมีอัตราเร็วในการ หมุน เร็วขั้วของดวงอาทิตยจะมีอัตราเร็วในการหมุนชาที่สุด บริเวณเสนศูนยสูตรของดวงอาทิตยใชเวลาในการ หมุนรอบตัวเอง 25.5 วัน บริเวณขั้วของดวงอาทิตยหมุนรอบตัวเองใชเวลา 33 วัน ซ่งึการหมุนรอบตัวเองในลักษณะนี้ เรียกวาการหมุนรอบตัวเองแบบดิฟเฟอเรนเชียล (Differential rotation) ดังภาพที่ 5.15 สงผลใหเสนแรงแมเหล็ก พันกันท่ีบริเวณชั้นบรรยากาศโฟโตสเฟยรจนในที่สุดก็ขาด และแรงลอยตัวก็จะทําใหปลายมัดของเสนแรงแมเหล็ก โผลขึ้นมาที่ผิวเกิดเปนจุดบนดวงอาทิตย ภาพที่ 5.15 การหมุนรอบตัวเองแบบดิฟเฟอเรนเชียล ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 540 238119

14/10/66120บทที่ 5 นักดาราศาสตรไดเก็บขอมูลเกี่ยวกับจุดบนดวงอาทิตยพบวา จุดบนดวงอาทิตยไมไดมีจํานวนคงที่ตลอดเวลา แตจะเพิ่มข้นึและลดลงสลับกันไปเปนรอบ ๆ โดยแตละรอบจะมีระยะเวลา 11 ปจุดบนดวงอาทิตยจะเพิ่มมากที่สุด ในเวลา 11 ปเรียกวา Solar maximum และจากนั้นกจ็ะลดลงถึงจาํนวนต่ําที่สุด เรียกวา Solar minimum สลบักัน ดังภาพที่ 5.16 ในชวง Solar maximum จุดบนดวงอาทิตยมีจํานวนมาก ซึ่งแสดงใหเห็นวาสนามแมเหล็กบนดวง อาทติยมีความแปรปรวนมาก สงผลใหอนุภาคพลังงานสูงบางสวนหลุดจากดวงอาทิตยแผมายังโลกในรูปของลมสรุยิะ ภาพที่ 5.16 กราฟแสดงจํานวนจุดบนดวงอาทิตย ที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 228 239บทที่ 5 เปลวสุริยะและปรากฏการณการลกุจา เปลวสุริยะ (Prominence) เปนการระเบิดบนดวงอาทิตยที่ทําใหมวลสารกระเด็นขึ้นสูงมากจากพ้ืนผิว โดยปรากฏการณนี้เกิดขึ้นบริเวณท่ีมีเสนแรงแมเหล็กพุงขึ้นเหนือผิวดวงอาทิตยมวลสารที่มีประจุจึงพุงขึ้นตามเสน แรงแมเหล็กนี้ และการระเบิดนี้จะพุงสูงถึงชั้นบรรยากาศโครโมสเฟยรแตบางครั้งก็อาจถึงขั้นบรรยากาศ โคโรนา เปลวสุริยะสวนใหญสูง 10,000 - 100,000 km จากผิวดวงอาทิตย ซึ่งจากการสังเกตการณระดับ ความสูงที่สุดของเปลวสุริยะอยูที่588,000 kmเปลวสุริยะนี้จะระเบิดขึ้นจากจุดหนึ่งของดวง อาทิตย และพุงโคงไปตกอีกจุดหนึ่งบนดวงอาทิตย ดังภาพที่ 5.17ภาพท่ี5.17 เปลวสุริยะ ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 542 240120

14/10/66121บทที่ 5 ปรากฏการณลุกจาบนดวงอาทิตย (Solar Flare) เปน ปรากฏการณอีกรูปแบบหนึ่งของการระเบิดบนผิวของ ดวงอาทิตย มีกลไกคลายกับการเกิดเปลวสุริยะแตเกิดได ชากวา ไมรุนแรง และเปนการระเบิดที่ระดับพื้นผิว เทานั้น จะเห็นวาบริเวณที่เกิดปรากฏการณนี้จะเปน บริเวณที่สวางจากวาบริเวณรอบขาง ดังภาพที่5.18ภาพท่ี5.18 ปรากฏการณลุกจาบนดวงอาทิตย ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 542 241บทที่ 5 ลมสุรยิะ เปนอนุภาคพลังงานสูงที่เคลื่อนที่ในอวกาศ อนุภาคพลังงานสูงเหลานี้จะเคลื่อนที่แผออกจากดวงอาทติยซ่งึจะมากหรือนอยก็ขึ้นอยูกับการแปรปรวนบนพื้นผิวดวงอาทิตย ถาลมสุริยะเคลื่อนที่ปะทะเขากับสวนหัวของดาวหาง หัวของดาวหางจะเกิดการระเหิดกลายเปนหางกาซ ลมสุริยะแผมายังโลกอนุภาคพลังงานสูงจะเคลื่อนไปตามแนวของเสนแรง แมเหล็กโลกที่ชวยปองกันอนุภาคไมใหกระทบโลกโดยตรง ซึ่งเสนแรงแมเหล็กจะพุง ไปที่ขั้วโลกเหนือและขั้วโลกใตเมื่ออนุภาคพลังงานสูง เคลื่อนท่ีไปยังขั้วโลกก็จะ ถายเทพลังงานใหแกบรรยากาศช้ันบนที่บริเวณนั้น ทําใหโมเลกุลของกาซใน บรรยากาศเรืองแสงขึ้น เกิดเปนแสงเหนือ - แสงใต(Aurora) ดงัภาพที่5.19 ภาพที่ 5.19 ปรากฏการณแสงเหนือแสงใตที่มา: Bennett & Shostak, 2012, p. 133 242121

14/10/66122บทที่ 5 บริเวณเสนศูนยสูตรของโลกจะมี สนามแมเหล็กหนาแนนมากชวยปองกันลมสุริยะ และสนามแมเหล็กที่หอหุมโลกโดยรอบนี้มีชื่อ เรียกวา เข็มขัดแวน อัลเลน (Van Allen Belt) ลักษณะของสนามแมเหล็กโลกคลายกับฟองที่ หอหุมโลกเอาไว สนามแมเหล็กโลกดานที่หันเขา หาดวงอาทิตยจะมีการปะทะกับลมสุริยะโดยตรง ทําใหลักษณะฟองดังกลาวแฟบลง ขณะที่ดาน ตรงขามจะมีลักษณะโปงออกเหมือนถูกเปายืด ยาวออกไป ดังภาพที่ 5.20 ภาพท่ี5.20 การปะทะของลมสุริยะกับสนามแมเหล็กโลก ที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 68 243บทที่ 5 วิวัฒนาการของดวงอาทิตย ดวงอาทิตยจะมีวิวัฒนาการเหมือนกับดาวฤกษมวลนอยทั่วไป ดวงอาทิตยจะใชเวลาในการปลดปลอย พลังงานทั้งหมดประมาณ 10,000 ลานป ปจจุบันนี้ดวงอาทิตยปลดปลอยพลังงานไปแลวประมาณ 4,600 ลานป หมายความวาดวงอาทิตยมีระยะเวลาในการปลดปลอยพลังงานจากแกนกลางจนหมดอีกประมาณ 5,600 ลานป เมื่อถึงเวลานั้นเปลือกของดวงอาทิตยจะขยายตัวออกจากแรงดันภายในทําใหมีขนาดใหญขึ้นและมีสีแดง ขณะที่ แกนกลางของดวงอาทิตยจะหดตัวลงเนื่องจากแรงโนมถวง ดวงอาทิตยในชวงนี้จะมีสถานะเปนดาวยักษแดง จากนั้น เมื่อเปลือกท่ีขยายออกของดวงอาทิตยมีแสงสวางลดลงแตแกนกลางยังคงสภาพความหนาแนนเหมือนเดิม สถานะ ตอนนี้จะเรียกวาเนบิวลาดาวเคราะห สุดทายเปนดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 30,000 - 40,000 องศา เซลเซยีส 244122

14/10/66123บทที่ 5 การสํารวจดวงอาทิตย การสํารวจดวงอาทิตยอยางจริงจังเร่ิมขึ้นจากสมัยของกาลิเลโอ ที่ไดนํากลองโทรทรรศนสองดูดวงอาทิตยและไดพบจุดบนดวงอาทิตย แตในปจจุบันไดมีการพัฒนาเทคโนโลยีขึ้นมาเพื่อทําการศึกษาดวงอาทิตยอยาง จริงจัง เทคโนโลยีที่วานั้นก็คือการสงกลองโทรทรรศนอวกาศและดาวเทียมขึ้นไปสํารวจและเก็บรวบรวมขอมูล สงมายังโลก เพื่อทําการวิเคราะหคุณสมบัติและปรากฏการณท่ีเกิดขึ้น ซึ่งกลองโทรทรรศนอวกาศและดาวเทียมที่สงขึ้นไปสํารวจ ดวงอาทิตย ไดแก กลองโทรทรรศนอวกาศโซโฮ กลองโทรทรรศนอวกาศสเตริโอ กลองโทรทรรศนอวกาศโซลาร ไดนามิกส ดาวเทียม GOES ดาวเทียม POES ดาวเทียม ACE และดาวเทียมใน โครงการ DMSP 245บทที่ 5 กลองโทรทรรศนอวกาศโซโฮ (SOHO) เปนกลองโทรทรรศนอวกาศที่อยูในความรับผิดชอบขององคกร บริหารการบิน สหรัฐอเมริกาหรือนาซา (NASA) และองคการอวกาศ ยุโรป (ESA) ถูกสงขึ้นไปเมื่อวันที่ 2 ธันวาคม พ.ศ. 2538 ตัวกลองมีขนาด 4.3×2.7×3.7 เมตร มีมวล 1,850 กิโลกรัม ดังภาพที่ 5.21 มีหนาที่หลักคือ สํารวจ และศึกษาโครงสรางภายในของดวงอาทิตย โดยโคจรรอบดวง อาทติยอยางชา ๆ แลวสงขอมูลมายังศูนยควบคุมภาคพื้นดินบนโลก  ภาพที่ 5.21 กลองอวกาศโซโฮ ที่มา: กรกมล ศรีบุญเรือง และคณะ, ม.ป.ป.: 9 246123

14/10/66124บทที่ 5 กลองโทรทรรศนอวกาศสเตริโอ (STEREO) เปนกลองโทรทรรศนที่อยูในความรับผิดชอบขององคกรบริการการบิน สหรัฐอเมริกา หรือนาซา (NASA) ถูกสงข้ึนไปเมื่อวันที่25 ตุลาคม พ.ศ.2549 มีจํานวน 2 ลํา สามารถทํางานรวมกันไดเปนอยางดี ดังภาพที่ 5.22 โดยมีหนาที่หลัก คอืศึกษาและสังเกตการณโครงสรางปรากฏการณที่เกิดขึ้นของดวงอาทิตยเชน การ ปลดปลอยมวลของดวงอาทิตยที่เกิดเปน ลมสุริยะ สามารถสงขอมูลภาพดวงอาทิตย มาเปนแบบสามมิติไดภาพท่ี5.22 กลองอวกาศสเตริโอ ที่มา: บัญชา ธนบุญสมบตัิ, 2555, หนา 75 247บทที่ 5 กลองโทรทรรศนอวกาศโซลารไดนามิกส (Solar dynamics observatory : SDO) เปนกลองโทรทรรศนอวกาศที่ถกูสงขึ้นไปเมื่อวันที่11 กุมภาพันธพ.ศ. 2553 มีหนาที่หลักคือ สํารวจภายใน ดวงอาทิตย และที่สําคัญคือการเฝาสังเกตการณลมสุริยะและบันทึกขอมูลพฤติกรรมตาง ๆ ของดวงอาทิตย กลอง โทรทรรศนนี้ถือเปนกลองท่มีีความทันสมัยมากที่สุดของนาซา (NASA) และมีระยะเวลาในการสํารวจดวงอาทิตย5 ปดงัภาพที่5.23 กลองโทรทรรศนอวกาศโซลารไดนามิกสจะชวยใหนักดารา ศาสตรเขาใจถึงกระบวนการตาง ๆ ที่เกิดขึ้นบนดวงอาทิตย การศึกษา สนามแมเหล็กของดวงอาทิตย และบทบาทของดวงอาทิตยที่มีตอ สภาพภูมิอากาศของโลก ภาพที่ 5.23 กลองอวกาศโซลารไดนามกิสที่มา: กรกมล ศรีบุญเรือง และประณิตา เสพปนคํา, 2556, หนา 9 248124

14/10/66125บทที่ 5 ดาวเทียม GOES (Geostationary operational environmental satellite) เปนดาวเทียมคางฟาดวงที่ 12 - 15 มีอุปกรณสรางภาพรังสีเอกซจากดวงอาทิตย (Solar X - ray imager, SXI) เพ่อืคอยตรวจจับรังสีเอกซจากดวงอาทิตย ดาวเทียม POES (Polar operational environmental satellite) เปนดาวเทียมที่เคลื่อนที่ผานบริเวณขั้วโลก และมีเซ็นเซอรตรวจจับอนุภาคโปรตอน และอิเล็กตรอน รวมทั้งยังสามารถตรวจจับการเกิดแสงเหนือ – แสงใต ไดอีกดวย 249บทที่ 5 ดาวเทียม ACE (Advanced composition explorer) เปนดาวเทียมท่ีศึกษาลมสุริยะ อนุภาคพลังงานสูง สนามแมเหล็กระหวางดาวเคราะห(Interplanetary magnetic field) และดาวเทียม ACE นี้สามารถเตือนภยัที่จะเกิดจากพายุแมเหล็กโลกไดลวงหนา 1 ชั่วโมง โครงการ DMSP (Defense meteorological satellite program) เปนดาวเทียมท่ีติดตั้งอุปกรณตรวจจับอนุภาคพลังงานต่ําในชวงมีดาวเทียมที่ติดตั้งอุปกรณตรวจจับ อนุภาคพลังงานต่ําในชวง 30 - 30,000 อิเล็กตรอนโวลต ที่อาจทําใหเกิดแสงเหนือ – แสงใต และยังมีอุปกรณ ตรวจวัดการกระเพื่อมของสนามแมเหล็กโลก (Geomagnetic fluctuation) ที่เกิดจากปรากฏการณทางกายภาพ ของโลก เชน การไหลของกระแสไฟฟาในบรรยากาศชั้นไอโอโนสเฟยรที่ละตจิูดสูง เปนตน 250125

14/10/66126บทสรุปประจําบทที่ 5 ดวงอาทิตยเปนดาวฤกษดวงหนึ่งที่มีแหลงกําเนิดพลังงานเทอรโมนิวเคลียรตามธรรมชาติอยูบริเวณใจกลาง การศึกษา ดวงอาทิตยจะทาํ ใหเขาใจถึงธรรมชาติของดวงอาทิตยไดเปนอยางดีไมวาจะเปนสมบัติและโครงสรางของดวงอาทิตยปฏิกิริยา เทอรโมนิวเคลียรภายในดวงอาทิตยปรากฏการณบนดวงอาทิตย และวิวัฒนาการของดวงอาทิตย สมบัติและโครงสรางของดวงอาทิตย ดวงอาทิตยกําเนิดมาพรอมกบัระบบสุริยะประมาณ 4,600 ลานปมาแลว โดยการรวมตัวกันของกลุมกาซตามทฤษฎีแรงโนมถวงระหวางมวล และมีแรงดันที่เกิดจากปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรที่ใจกลางดวงอาทิตย ซึ่งแรงทั้งสองแรงนี้มีความ สมดุลว่งึกันและกนัจึงทําใหดวงอาทิตยมีลักษณะเปนกอนทรงกลมคงที่อยูไดสมบัติของดวงอาทิตย ดวงอาทิตยมีองคประกอบสวนใหญเปนกาซไฮโดรเจนรอยละ 70 กาซฮีเลียมรอยละ 28 และกาซอ่นืๆ อีกรอยละ 2 โดยมวล มีขนาดเสนผานศูนยกลางประมาณ 1,392,000 กิโลเมตร มีมวลมากถึง 1.989×1030 กิโลกรัม 251บทสรุปประจําบทที่ 5 โครงสรางของดวงอาทิตย โครงสรางของดวงอาทิตยสามารถทําไดโดยใชศาสตรที่เรียกวา Helioseismology โดยโครงสรางของดวงอาทิตย จําแนกออกเปน 4 ชั้น ไดแกชั้นแกนกลางหรือใจกลางของดวงอาทิตยช้ันแผรังสีชั้นกาซรอนหมุนวง และชั้นบรรยากาศ ของดวงอาทิตย และชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตยแบงออกเปน 3 ชั้นตามระดับความสูงและสมบัติทางกายภาพ ไดแก ชั้นโฟโตสเฟยร ชั้นโครโมสเฟยร และชั้นโคโรนา ปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรของดวงอาทิตยพลังงานของดวงอาทิตยสวนใหญจะมาจากปฏิกิริยาหลอมรวมทางเทอรโมนิวเคลียรที่บริเวณใจกลางของดวง อาทิตยซ่งึมวลจะแปรเปนพลังงานตามสมการ 2 E = mc 252126