6.1. โครงสร้างของดวงอาทิตย์
ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง ประกอบด้วย กลุ่มแก๊ซที่มีอุณหภูมิสูงมาก ดวงอาทิตย์มีเส้นผ่านศูนย์กลางของพื้นผิวที่เห็นได้มีค่าประมาณ 1,390,000 ก.ม. หรือใหญ่กว่าโลกประมาณ 109 เท่า ดังนั้น ดวงอาทิตย์จึงมีปริมาตรมากกว่าโลกประมาณ 1.33 ล้านเท่า และมีมวลมากกว่ามวลของโลกประมาณ 1/3 ล้านเท่า ความหนาแน่นเฉลี่ยประมาณ 1/4 เท่า ของความหนาแน่นของโลก หรือประมาณ 1.4 เท่าของความหนาแน่นของน้ำ
เนื่องจากดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ซึ่งมีการแผ่รังสีออกมารอบตัวอย่างมากมายมหาศาลตามทฤษฎีวิวัฒนาการของดาว ทําให้ทราบว่า มีปฏิกริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ภายในแกนกลางของดวงอาทิตย์อยู่ในสภาวะสมดุลย์อยู่ได้ด้วยแรง 2 ชนิด คือ
(1) แรงโน้มถ่วง: ซึ่งเกิดจากแรงดึงดูดระหว่างกลุ่มแก๊ซที่ประกอบเป็นดาวฤกษ์เอง แรงนี้จะมีแนวโน้มทําให้กล่มแก๊ซมีการยุบตัวลง
(2) แรงดันเนื่องจากการแผ่รังสี: ขณะที่กลุ่มแก๊ซมีการยุบตัวลง อุณหภูมิจะสูงขี้นเรื่อยๆ จนในที่สุดเมื่ออุณหภูมิที่ใจกลางสูงถึงประมาณ 107 K จะเกิดปฎิกริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ขึ้น ก่อให้เกิดแรงดันเนื่องจากการแผ่รังสีต้านแรงโน้มถ่วง
สภาพภายในของดวงอาทิตย์สามารถหาได้จากการศึกษาความดันความหนาแน่นและอุณหภูมิ ณ ระดับต่างๆ ของความลึกจากผิว แล้วใช้การวิเคราะห์ทางทฤษฎีเกี่ยวกับสภาพภายในของดาวมาคํานวณบรรยากาศของดวงอาทิตย์แบ่งออกเป็น 3 ชั้น คือ
(1) โฟโตสเฟียร์ (Photosphere) เป็นบรรยากาศชั้นในสุดของดวงอาทิตย์ เป็นบริเวณที่มีการแผ่ สเปกตรัมแบบต่อเนื่อง (Continuous Spectrum) ออกมา บรรยากาศชั้นนี้มีปรากฏการณ์ การเกิดดอกดวงแบบสว่าง (Bright Granulations) และแฟคิวเล (Faculae) นอกจากนั้น ยังมีจุดบนดวงอาทิตย์ (Sunspots) ซึ่งเกิดจากแก๊ซที่อย่เหนือโฟโตสเฟียร์ขึ้นไป
(2) โครโมสเฟียร์ (Chromosphere) เป็นบรรยากาศที่อยู่เหนือชั้นโฟโตสเฟียร์ขึ้นมา บรรยากาศชั้นนี้มีสีแดงซึ่งเกิดจากการลุกจ้า (Glow) ของไฮโดรเจน กินอาณาบริเวณหลายพันกิโลเมตรเหนือโฟโตสเฟียร์ขึ้นมา ชั้นต่ำสุดเรียกว่า ชั้นวกกลับ (Reversing Layer) นอกจากนั้น บรรยากาศชั้นนี้ยังมีการพลุ่งของพวยแก๊ซ (Prominence) ขึ้นไปสู่หลายหมื่นกิโลเมตรด้วย
โคโรนา (Corona) เป็นบรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์ จะเห็นได้ชัดขณะที่เกิดสุริยุปราคาแบบเต็มดวง
6.2. การหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์
ผลการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์สังเกตได้จากการเคลื่อนที่แบบช้าๆ ของจุด (Sunsports) หรือกล่มจุด (Sunspot Groups) บนดวงอาทิตย์
เนื่องจากระนาบอิเควเตอร์ของดวงอาทิตย์ จะทํามุมประมาณ 7 องศา กับระนาบอิคลิปติก ดังนั้น ทางเดินของจุดจึงค่อนข้างจะโค้ง ซึ่งจะมากที่สุดประมาณเดือนมีนาคม เมื่อแกนของดวงอาทิตย์เอียงทํามุมกับโลกมากที่สุด ในเดือนมิถุนายนและธันวาคม จุดจะเคลื่อนที่ตามตัวดวงในลักษณะเกือบเป็นเส้นตรง
การหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์อยู่ลักษณะคล้ายกับการหมุนรอบตัวเองของโลก คือ ทุกๆ จุดบนผิวโลกจะมีคาบของการหมุนรอบตัวเองเท่ากันหมด แต่บนดวงอาทิตย์พบว่า คาบของการหมุนรอบตัวเองแตกต่างกันตามละติจูด ที่เส้นศูนย์สูตรการหมุนรอบตัวเองจะเร็วที่สุด และจะช้าลงตามลําดับ เมื่อละติจูดเพิ่มขึ้นเรียกการหมุนรอบตัวเอง ซึ่งต่างกันตามละติจูดนี้ว่า การหมุนแบบ ดิฟเฟอเรนเชียล (Differential Rotation)
อัตราเร็วของการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์ ณ ละติจูดใดๆ หาได้โดยการศึกษาการเลื่อนของแถบสเปกตรัม โดยขอบทางด้านตะวันตกเป็นขอบที่เคลื่อนที่ออกจากผ้สังเกต สเปกตรัมจะเลื่อนไปในแถบความยาวคลื่นสีแดง และขอบทางด้านตะวันออกเป็นขอบที่เคลื่อนที่เข้าหาผ้สังเกต สเปกตรัมจะเลื่อนไปในแถบความยาวคลื่นสีน้ำเงิน จากกฏของดอปเปลอร์ ตามสมการ
Dl / l = v / c
โดย Dl เป็นความยาวคลื่นที่เลื่อนไป
l เป็นความยาวคลื่นที่สังเกต
V เป็นอัตราเร็วของการหมุนรอบตัวเอง
C เป็นอัตราเร็วของแสง
ณ บริเวณศูนย์สูตร อัตราการหมุนรอบตัวเองมีค่า 25 วันต่อรอบและ ณ บริเวณละติจูดที่ 75o มีค่า 33 วันต่อรอบ ซึ่งมากกว่าอัตราการหมุนรอบตัวเอง ณ บริเวณศูนย์สูตร
การหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์พิจารณาได้ 2 แบบ คือ
(1) การหมุนแบบดาราคติ (Sidereal Rotation) เป็นการหมุนรอบตัวเองเทียบกับจุดคงที่บนท้องฟ้า
(2) การหมุนแบบซินโนดิค (Stynodic Rotation) เป็นการหมุนรอบตัวเองเทียบกับโลก
6.3. การปล่อยพลังงานของดวงอาทิตย์และค่าคงที่ของดวงอาทิตย์
ทุกๆ วินาที พลังงานจากดวงอาทิตย์ในทิศตั้งฉากกับทิศที่แสงอาทิตย์ตกกระทบ ปริมาณนี้เรียกว่า “ค่าคงที่ของดวงอาทิตย์ (Solar Constant)” แต่การวัดพลังงานจํานวนน ี้มีผลของบรรยากาศของโลกซึ่งดูดกลืนพลังงานบางส่วน ทําให้พลังงานที่ตกบนพื้นโลกลดลงประมาณ 30%
จากความรู้เกี่ยวกับค่าคงที่ของดวงอาทิตย์ ทําให้สามารถคํานวณปริมาณของพลังงานที่ดวงอาทิตย์ปลดปล่อยออกมา และอาจเชื่อมโยงไปถึงการวิเคราะห์การแผ่รังสีของดาวฤกษ์ทั้งหมดอีกด้วย
กลุ่มนักดาราศาสตร์จากนาซา (NASA) และสถาบันสมิทโซเนียน (Smithsonian Institute) ได้ทําการวัดค่าคงที่ของดวงอาทิตย์บนยอดเขาสูง เพื่อลดผลการดูดกลืนของบรรยากาศของโลก ได้ค่าคงที่ของดวงอาทิตย์1.94+0.03 และ 1.94-0.03 แคลอรี/ซม2-นาที ซึ่งเทียบเท่ากับ 135.3+2.0 และ 135.3-2.0 แคลอรี/ซม2 ซึ่งเป็นค่าที่ละเอียดที่สุดเท่าที่ทําได้ในขณะนี้ ดังแสดงใน รูปที่ 6.2
จากค่าคงที่ของดวงอาทิตย์ ถ้าคิดว่าดวงอาทิตย์แผ่รังสีสม่ำเสมอโดยรอบตัว ก็สามารถคํานวณหาอัตราการแผ่พลังงานของดวงอาทิตย์ทั้งหมดได้ โดยคูณค่าคงที่ของ ดวงอาทิตย์ด้วยพื้นที่ผิวทรงกลม (S) ซึ่งมีรัศมีเท่ากับระยะทาง เฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ (d)
S = 4pd2 - - - - - - -(6.1)
จากผลการคํานวณพบว่า รังสีที่ดวงอาทิตย์แผ่ออกมาทั้งหมดมีค่าประมาณ 3.8*1033 เอิร์ก/วินาที ซึ่งเป็นพลังงานที่เกิดจากปฏิกริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ที่ใจกลางของตัวดวงอาทิตย์ นั่นเอง และจากค่าที่ได้นี้ ทําให้สามารถหาค่าพารามิเตอร์บางค่าของดวงอาทิตย์ เช่น อุณหภูมิ ความดันเป็นต้นได้
6.4. กฎการแผ่รังสี
กฏการแผ่รังสีเป็นกฏที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างอุณหภูมิ และปริมาณของการแผ่รังสีของวัตถุใดๆ กฏนี้ใช้ได้ดีกับวัตถุดํา (Blackbody) ซึ่งวัตถุดํานี้ เป็นวัตถุที่สามารถแผ่รังสีได้อย่างสมบูรณ์ (Perfect Radiator) และในทางกลับกัน ถ้ามีคลื่นตกกระทบวัตถุดํา วัตถุดังกล่าวนี้ก็จะดูดกลืนรังสีได้อย่างสมบูรณ์ (Perfect Absorber) ด้วย จากการวัดการแผ่รังสีในช่วงความยาวคลื่นต่างๆ ของสเปกตรัม นักดาราศาสตร์พบว่า ดาวฤกษ์ทั้งหลายรวมทั้งดวงอาทิตย์ด้วย แสดงคุณสมบัติของวัตถุดํา
กฏการแผ่รังสีสามารถแยกพิจารณาได้ ดังนี้
(1) กฏของแพลงค์ (Planck’s Law) แสดงถึงความสัมพันธ์ของวัตถุดํา ในแง่ของความเข้ม ของรังสี ณ ความยาวคลื่นใดๆ (Spectral Radiance:rA) กับอุณหภูมิสัมบูรณ์ (T) โดย
rl = 2h2c / 5(ehc/lkT - 1) -1
โดย h เป็นค่าคงที่ของแพลงค์ (6.6262x10-27 เออร์กวินาที)
k เป็นค่าคงที่ของโบลทซ์มานน์ (Boltzmann constant) มีค่า 1.3806x10-16 erg/K
c เป็นค่าความเร็วแสงในสุญญากาศ
l เป็นความยาวคลื่นของการแผ่รังสี
ความสัมพันธ์ระหว่างความเข้มของรังสีที่แผ่ออกมา กับความยาวคลื่นสามารถแสดงได้โดยกราฟพลังงานสเปกตรัม (Spectral Energy Curve) ใน รูปที่ 6.3
(2) กฏของสเตฟาน (Stefa’s Law): หาได้จากกฏของแพลงค์ โดยการอินทิเกรตทุกความยาวคลื่นของการแผ่รังสี กฏนี้แสดงความสัมพันธ์ระหว่างพลังงานทั้งหมด (E) ในหน่วยของเออร์กที่แผ่ออกมาใน 1 ตร.ซ.ม.ต่อวินาที กับกําลังสี่ของอุณหภูมิสัมบูรณ์ (T)
E = [s]T4
โดย [s] เป็นค่าคงตัวสเตฟาน-โบลทซ์มานน์ มีค่า = 5.66956*10-5 erg•cm-2degree-4second-1
(3) กฏของวีน (Wien’s Law) : อธิบายถึงการเปลี่ยนสี ของวัตถุดํา เมื่ออุณหภูมิมีการเปลี่ยนแปลง โดยแสดงความสัมพันธ์ระหว่างความยาวคลื่นที่มากที่สุด ( lmax) ของการแผ่รังสีกับ ส่วนกลับของอุณหภูมิสัมบูรณ์ของวัตถุดําใดๆ
lmaxT = 0.2897
กฏของวีนนี้หาได้จากกฏของแพลงค์ โดยการดิฟเฟอเรนซิเอทเทียบกับความยาวคลื่น จากกฏนี้ ทําให้ทราบว่าวัตถุชิ้นหนึ่ง ถ้าให้ความร้อนมากๆ ตอนแรกจะมีสีแดง (ความยาวคลื่นยาว) และถ้าเพิ่มความร้อนขึ้นไปอีก วัตถุนี้จะเปลี่ยนเป็นสีน้ำเงิน
กฏการแผ่รังสีทั้งสามชนิดที่ได้กล่าวมาแล้วนั้น พบว่ากฏของแพลงค์เป็นกฏทั่วไปที่สุด แต่ สมการของแพลงค์มีความซับซ้อนมากกว่าสมการอื่นๆ
จากกราฟพลังงานสเปกตรัม ซึ่งได้จากกฏของแพลงค์สําหรับวัตถุดํา ณ อุณหภูมิเฉพาะใดๆ แสดงให้ทราบว่าความเข้มของการแผ่รังสีจะแปรตามสเปกตรัมอย่างไร กล่าวคือ เมื่ออุณหภูมิสูงขึ้น กราฟจะยิ่งสูงขึ้น และยอดของกราฟจะเลื่อนไปทางความยาวคลื่นที่สั้นลง (ไปทางสีม่วงของแถบ สเปกตรัม)
กฏของสเตฟานและวีน ก็สอดคล้องกับกราฟพลังงานสเปกตรัมเช่นเดียวกัน โดยกฏของ สเตฟานแสดงถึงพื้นที่ใต้กราฟ ซึ่งแทนพลังงานรวมทั้งหมดที่แผ่ออกมาจากพื้นที่ 1 ตร.ซม. ณ อุณหภูมิเฉพาะใดๆ ส่วนกฏของวีนจะให้ความยาวคลื่นของการแผ่รังสีที่เข้มที่สุด ณ อุณหภูมินั้นๆ จากข้อมูลที่ได้จากกฏการแผ่รังสี ทําให้สามารถศึกษาอุณหภูมิสัมฤทธิ์ของดวงอาทิตย์ (Sun’s Effective Temperature, Te) ได้ โดยคิดว่าดวงอาทิตย์เป็นวัตถุดํา
6.5. อุณหภูมิของดวงอาทิตย์
การพิจารณาอุณหภูมิของดวงอาทิตย์นั้น อาจจะพิจารณาให้อุณหภูมิเฉลี่ยบนทุกๆ ส่วนของตัวดวงเท่ากันหมด เท่ากับอุณหภูมิของวัตถุดําซึ่งแผ่พลังงานเท่ากับดวงอาทิตย์ อุณหภูมิของดวงอาทิตย์ ซึ่งพิจารณาในลักษณะเช่นนี้มีชื่อเรียกว่า “อุณหภูมิสัมฤทธิ์ (Effective Temperature)”
ความหมายของคําว่า “อุณหภูมิ” ทางดาราศาสตร์จะมี ความแตกต่างกันไป แล้วแต่จะ พิจารณาในแง่ไหน นอกจากอุณหภูมิสัมฤทธิ์แล้ว ถ้าพิจารณาอุณหภูมิจากสีหรือความยาวคลื่นของวัตถุนี้จะได้ “อุณหภูมิสี (Color Temperature)” ถ้าพิจารณาอุณหภูมิที่ทําให้อิเลกตรอนจํานวนหนึ่งมีการตื่นตัว (excite) ไปอยู่ในระดับพลังงานสูงกว่าจะได้ “อุณหภูมิตื่นตัว (Excitation Temperature)”
ถ้าพิจารณาอุณหภูมิที่ทําให้อิเลกตรอนจํานวนหนึ่งเกิดการไอออไนซ์ (Ionize) กลายเป็นอิเลกตรอนอิสระจากระดับพลังงานชั้นต่างๆ จะได้อุณหภูมิไอออนไนซ์ (Ionization Temperature)” และถ้าพิจารณาอุณหภูมิที่ทําให้อะตอมหรือโมเลกุลสามารถเคลื่อนที่ได้ด้วยความเร็วค่าหนึ่ง ก็จะได้ “อุณหภูมิจลน์ (Kinetic Temperature)”
จากการใช้กฏของการแผ่รังสี พบว่าอุณหภูมิสัมฤทธิ์ของดวงอาทิตย์มีค่าประมาณ 5770 K ซึ่งเป็นค่าเฉลี่ยบนทุกๆ ส่วนของตัวเอง โดยที่จุดศูนย์กลางของดวง อุณหภูมิจะมีค่าประมาณ 6000 K และอุณหภูมิจะลดลงเรื่อยๆ จนถึงขอบดวง โดยจะมีอุณหภูมิ ประมาณ 5000 K สําหรับอุณหภูมิของ เขตเงามืดของจุดบนดวงอาทิตย์ (Sunspot Umbras) จะมีค่าประมาณ 4600 K
ใต้บรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์ลงไป อุณหภูมิจะเพิ่มขึ้นมาก เมื่อความลึกมากขึ้นเรื่อยๆ เชื่อว่า แกนกลางของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิสูงถึงประมาณ 15.5 ล้านองศาเคลวิน ฉะนั้น ตลอดตัวดวงอาทิตย์ จะมีความร้อนมากพอที่จะทําให้สารทั้งหมดอยู่ในสภาวะแก๊ซได้ บรรยากาศเหนือชั้นโฟโตสเฟียร์ขึ้น ไป อุณหภูมิจะลดลงเรื่อยๆ ณ บรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์ชั้นต่ำ (Lower Chromosphere) อุณหภูมิมีค่าประมาณ 4500 K และในบรรยากาศชั้นโคโรนาจะมีอุณหภูมิประมาณ 3000 K
6.6. บรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์
6.6.1 การสังเกตโฟโตสเฟียร์
อุปสรรคอย่างหนึ่งในการสังเกตดวงอาทิตย์ก็คือ ความแปรปรวน (Turbulence) ของ บรรยากาศโลก ในกรณีของดาวฤกษ์ ผลของบรรยากาศจะทําให้ดาวฤกษ์มีการกระพริบ ส่วนในกรณีของดวงอาทิตย์ ความร้อนจากดวงอาทิตย์จะยิ่งทําให้บรรยากาศมีการแปรปรวนมากยิ่งขึ้น
การแปรปรวนของบรรยากาศทําให้เกิด “ทัศนวิสัยไม่ดี (Bad Seeing)” ยิ่งกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ ก็ยิ่งจะได้รับผลของการแปรปรวนของบรรยากาศมากขึ้น แม้ว่ากล้องใหญ่จะทําให้อํานาจการแยกสูงก็ตาม (High Resolution) ดังนั้น กล้องที่ใช้ในการค้นคว้าข้อมูลจากดวงอาทิตย์มักมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางของกระจกใหญ่ไม่เกิน 20 นิ้
เมื่อศึกษาผิวของดวงอาทิตย์ โดยพิจารณาอํานาจการแยกสูงถึง 1 ฟิลิปดา จะเห็นจุดดอกดวง (Granules) อย่างเด่นชัด การเกิดดอกดวงบนผิวดวงอาทิตย์เกิดขึ้นโดยการพาความร้อน (Convection) พาเอาสสารภายในตัวดวงขึ้นมายังโฟโตสเฟียร์ และในขณะเดียวกัน สสารก็มี การจมลงไป เช่นเดียวกัน บริเวณที่เกิดปรากฏการณ์แบบนี้ เรียกว่า “โซนของการพาความร้อน (Convection Zone)” ดอกดวงมีเส้นผ่าศูนย์กลางเฉลี่ยประมาณ 1000 ก.ม.
ในปี ค.ศ. 1960 มีการพบว่าบริเวณบรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์ชั้นบนๆ มีการสั่น (Oscillate) ขึ้นลงเป็นคาบๆ คาบละประมาณ 5 นาที ซึ่งคาดว่าผลอันนี้เกิดจากคลื่นของพลังงานที่ออกมาจาก โซนของการพาความร้อน
6.6.2 สเปกตรัมของโฟโตสเฟียร์
สเปกตรัมของโฟโตสเฟียร์ที่ได้ เหมือนกับสเปกตรัมของดาวแคระ (Dwarf) แบบ G2 ทั่วๆไป ลักษณะของสเปกตรัมประกอบด้วย แถบสเปกตรัมต่อเนื่อง (Continuous Spectrum) เป็นพื้นหลัง และมีเส้นมืด (Absorption Lines) ที่เรียกว่า “เส้นฟรอนโฮเฟอร์ (Fraunhofer Lines)” ซึ่งเกิดจากธาตุต่างๆ ในบรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์ดูดกลืนแสงบางความถี่เอาไว้ เส้นมืดเหล่านี้ ปรากฏทับอยู่บนแถบสเปกตรัมแบบต่อเนื่อง
เส้นมืดส่วนใหญ่ในสเปกตรัมของดวงอาทิตย์มาจากธาตุเหล็ก นอกจากนั้น ยังมีธาตุแมกนีเซียม อลูมิเนียม แคลเซียม ไทเทเนียม โครเมียม นิเกิล และโซเดียม ส่วน เส้นที่เกิดจากธาตุไฮโดรเจนในช่วงความยาวคลื่นของ “บาลเมอร์ (Balmer Lines) มี น้อยเส้น แต่เด่นชัดมาก ณ อุณหภูมิเช่นดวงอาทิตย์นี้ ธาตุฮีเลียมไม่สามารถถูกทําให้อย่ในสภาวะตื่นตัว (Excited State) ได้ ดังนั้นจึงไม่ปรากฏเส้นมืดของฮีเลียม
ในปี ค.ศ.1814 ฟรอนโฮเฟอร์ ได้ตั้งชื่อเส้นมืดที่เข้มมากๆ ในสเปกตรัมของดวงอาทิตย์เอาไว้ โดยใช้อักษร A ถึง H เส้น C อย่ในแถบความยาวคลื่นสีแดง ซึ่งเป็นเส้นมืดของธาตุไฮโดรเจนเส้นแรกใน ตระกูลบาล์เมอร์ เรียกว่า H (H อัลฟา) เส้น D อย่ในแถบความยาวคลื่นสีเหลือง ซึ่งเป็นเส้นค่ ซึ่งเกิดจากอะตอมของธาตุโซเดียม (Na I) สําหรับเส้น H และ K อย่ในแถบความยาวคลื่นสีม่วง เกิดจากอะตอมของธาตุแคลเซียมที่ถูกไอออนไนซ์ครั้งแรก (Singly Ionized Calcium, Ca [P])
ธาตุที่มีปริมาณมากรองลงมาจากไฮโดรเจนและฮีเลียม ก็คือ โซเดียมและแคลเซียม ซึ่งเส้น เหล่านี้มีทั้งหมดอยู่ในแถบสเปกตรัมในช่วงความยาวคลื่นที่มองเห็นได้ (Visible Spectrum)
สเปกตรัมแบบต่อเนื่องเรียกทั่วๆ ไปว่า “คอนตินูอัม (Continum)” และเส้นมืดทั้งหมด เกิดขึ้นตลอดพื้นผิวของโฟโตสเฟียร์ พลังงานที่ทำให้เกิดเส้นสเปกตรัมเหล่านี้ไม่ได้เกิดในโฟโตสเฟียร์เอง แต่เกิดขึ้นจากภายในตัวดวงและถูกส่งขึ้นมาที่ผิวอีกทีหนึ่ง คอนตินูอัมที่เกิดในช่วงความยาวคลื่นมองเห็นได้ และอินฟราเรดในสเปกตรัมของดวงอาทิตย์เกิดจากไอออนลบ (Negative Ions) ของ ไฮโดรเจน (H-)
ถ้ามองดวงอาทิตย์โดยเริ่มพิจารณาตั้งแต่บริเวณจุดศูนย์กลางของดวง (Center of Disk) ออกมาจนกระทั่งถึงขอบดวง (Limb) จะพบว่าความทึบแสงจะลดลงเรื่อยๆ จนกระทั่งโปร่งแสง (Transparent) ที่ขอบดวง ช่วงที่มองเห็นการโปร่งแสงได้เมื่อพิจารณาจากขอบของดวงอาทิตย์ เมื่อพิจารณาในรูปของระยะเชิงมุมเมื่อทําการสังเกตจากบนโลก จะมีค่าประมาณ 1 ฟิลิปดา ดัง รูปที่ 6.4
เมื่อพิจารณาความเข้มของแสงที่ เปลี่ยนแปลงจากใจกลางของตัวดวงมายังขอบ พบว่าบริเวณใกล้ ๆ ขอบจะมืดกว่าบริเวณใจกลางของดวง เรียกปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นเช่นนี้ว่า “การมืดคล้ำที่ขอบดวง (Limb Darkening)” ซึ่งสามารถอธิบายได้โดยใช้หลักที่ว่า แก๊ซที่ประกอบเป็นดวงอาทิตย์จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นเมื่อความลึกมากขึ้น การแผ่รังสีที่ออกมาจากกลางดวงนั้นมาจากระดับลึกกว่ารังสีที่แผ่ออกมาจากบริเวณขอบดวง ดังนั้น บริเวณขอบดวงจึงมีความเข้มน้อยกว่ากลางดวง ทําให้ปรากฏมืดเมื่อเทียบกับกลางดวง
การศึกษาการมืดคล้ำที่ขอบดวงนี้ ทําให้สามารถพิจารณาได้ว่าอณหภูมิ ของดวงอาทิตย์เปลี่ยนแปลงตามความสูงของบรรยากาศของดวงอาทิตย์อย่างไร ซึ่งพบว่าอุณหภูมิจะลดลงเรื่อยๆ จากระดับฐานของโฟโตสเฟียร์จนถึงระดับความสูง 500 ก.ม. จะมีอุณหภูมิ 4150 K
เส้นมืดของสเปกตรัมที่มีความเข้มมากที่สุด มีความสําคัญมากในการศึกษาบรรยากาศของดวงอาทิตย์ เมื่อสังเกตเส้นมืดที่มีความเข้มมาก ณ ความยาวคลื่นใดๆ จะพบว่าแก๊ซที่ประกอบเป็น เส้นมืดเหล่านี้จะดูดกลืนแสง ณ ความยาวคลื่นดังกล่าวมากกว่าความยาวคลื่นข้างเคียงมาก ซึ่งหมายความว่า ค่าความทึบ ณ ความยาวคลื่นของเส้นมืดเหล่านี้จะสูงมาก ดังนั้น แม้ว่าเราจะสังเกตการแผ่รังสี ณ บริเวณกลางดวง เราจะไม่ได้เห็นสภาพ ณ บริเวณฐานของโฟโตสเฟียร์ แต่จะเห็นสภาพ ณ ความสูงระดับหนึ่งจากฐานของโฟโตสเฟียร์
กล่าวอีกนัยหนึ่งก็คือ เราสามารถที่จะศึกษาบรรยากาศชั้นใดของดวงอาทิตย์ก็ได้ โดยการ เลือกสังเกตแสงที่ดวงอาทิตย์ปล่อยออกมา ณ ความยาวคลื่นที่เหมาะสมใดๆ เช่น ถ้าสังเกต ณ ความยาวคลื่นของแคลเซียมเส้น K ก็จะเป็นการศึกษาบรรยากาศดวงอาทิตย์ ณ ระดับประมาณ 1600 ก.ม. จากฐานของโฟโตสเฟียร์
6.7. บรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์
เมื่อพิจารณาบรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์ โดยใช้อํานาจการแยกสูง (High Resolution) จะพบว่าบรรยากาศชั้นนี้ไม่ได้เป็นชั้นผิวทรงกลมเรียบที่หุ้มห่อดวงอาทิตย์ แต่ปรากฏมีลักษณะเป็นหนามแหลม (Spikes) ขึ้นเต็มไปหมดที่ผิวคล้ายกับใบหญ้าหรือทุ่งหญ้าที่กําลังไหม้ไฟ หนามแหลมนี้เรียกว่า“สปิคุล (Spicules)”
ขนาดของสปิคุลซึ่งมีรูปร่างเป็นทรงกระบอก โดยเฉลี่ยจะมีเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 700 ก.ม. และมีความสูงถึงประมาณ 7000 ก.ม. คาดว่ามีช่วงชีวิตประมาณ 5 ถึง 15 นาที ซึ่ง ณ ขณะใดๆ จะพบว่ามีจํานวนของสปิคุลปรากฏบนผิวดวงอาทิตย์ประมาณ 500,000 เส้น
การศึกษาบรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์ทําได้ โดยการพิจารณาชั้นบรรยากาศที่อยู่เหนือขอบดวงออกไป แต่เราสามารถมองเห็นบรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์ ณ บริเวณจุดศูนย์กลางดวงได้ โดยการมองผ่านแผ่นกรองแสง ซึ่งยอมให้เพียงความยาวคลื่นของเส้นมืดเข้มที่สุดบางความยาวคลื่นผ่านเท่านั้น เส้นที่นิยมใช้ที่สุด คือ H ซึ่งอย่ ณ ความยาวคลื่น 6562 ในแถบสเปกตรัมสีแดง
เส้น H มีความทึบ (Opacity) สูงกว่าความทึบของคอนตินูอัม เมื่อมองการแผ่รังสีในแถบ H นี้ หมายถึงว่า มองบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ณ ระดับความสูงประมาณ 1500 ก.ม. เหนือฐานของโฟโตสเฟียร์ ในการศึกษาสปิคุล
จะพิจารณาความยาวคลื่นที่ถัดจาก H (6563 Ao) มาหน่อยหนึ่ง แผ่นกรองแสงที่ใช้ในการศึกษาบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ณ ระดับต่างๆ นี้ต้องเป็นแผ่นกรองแสงแบบช่วงแคบ (Narrow Band Filter) กล่าวคือ ยอมให้ช่วงความยาว คลื่นเพียง 1/2 Ao เท่านั้น ผ่านเข้ามาได้ เครื่องมือที่ใช้ในการศึกษาบรรยากาศของดวงอาทิตย์ในช่วงความยาวคลื่นที่แคบมาก ได้แก่ “สเปกโตรฮีลิโอกราฟ (Spoctroheliograph)” ผลที่ได้ จากการเฝ้าสังเกต เรียกว่า “สเปกโตรฮีลิโอแกรม (Spectroheliogram)” ซึ่งให้ผลดีกว่าผลที่ได้จากการสังเกตโดยใช้แผ่นกรองแสงแบบช่วงแคบ ซึ่งเรียกว่า “ฟิลเตอร์แกรม (Filtergram)”
การค้นพบที่สําคัญอันหนึ่งโดยการใช้สเปกโตรฮีลิโอกราฟ ก็คือ การค้นพบ “ดอกดวงยักษ์ (Supergranules)” บนผิวดวงอาทิตย์ ซึ่งมีลักษณะคล้ายเซลใหญ่รูปหลายเหลี่ยม ซึ่งมีเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 3 หมื่น ก.ม. แต่ละดอกดวงยักษ์อาจประกอบด้วยดอกดวงถึงร้อยๆ ดวง สสารคล้ายกับพุ่ง ออกมาจากใจกลางของดอกดวงยักษ์นี้ แล้วค่อยๆ เคลื่อนที่ไปตามแนวราบอย่างช้าๆ ตามผิวของดวงอาทิตย์ วกกลับลงไปภายใต้ผิว ณ บริเวณขอบของดอกดวงยักษ์เหล่านั้น
สสารในบรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์ มีอุณหภูมิโดยเฉลี่ยประมาณ 15,000 K ซึ่งพบว่าสูงกว่าบรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์ ดังนั้น บริเวณที่อุณหภูมิน้อยที่สุดก็คือบริเวณรอยต่อระหว่างบรรยากาศ ชั้นโฟโตสเฟียร์กับโครโมสเฟียร์ ณ ความสูงประมาณ 500 ก.ม. จากฐานของโฟโตสเฟียร์ ดังแสดงใน รูปที่ 6.7 เหตุที่บรรยากาศชั้นโครโมสเฟียร์มีอุณหภูมิเพิ่มขึ้นนั้น คาดว่าเนื่องมาจากพลังงานจากโซนการพาความร้อน (Convective Zone) ภายในตัวดวง ถูกส่งออกมาในบรรยากาศชั้โครโมสเฟียร์ในรูปของคลื่นกระแทก (Shock Waves) และปล่อยพลังงานออก ณ บริเวณนี้ การเกิดดอกดวงและ สปิคุลก็อาจจะเกิดโดยวิธีเช่นเดียวกันนี้
สเปกตรัมของโครโมสเฟียร์ที่ขอบดวง
การศึกษาสเปกตรัมของโครโมสเฟียร์ ทําได้โดยการถ่ายสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ ในขณะเกิดสุริยปราคา เนื่องจากบรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์ถูกบดบังหมด
สเปกตรัมของโครโมสเฟียร์ ประกอบด้วย เส้นสว่าง (Emission Lines) ปรากฏอยู่บนคอนตินูอัม จํานวนมากมาย รวมทั้ง H ซึ่งมีความทึบมากและปรากฏเป็นเส้นมืดด้วย แต่ในขณะที่เกิดสุริยุปราคา H จะปรากฏสว่างเนื่องจากพื้นหลังที่เป็นคอนตินูอัมถูกบดบังหมด
เมื่อถ่ายสเปกตรัมของโครโมสเฟียร์ ในขณะเมื่อเริ่มการเกิดสุริยุปราคาเต็มดวงพอดี จะปรากฏลักษณะ “สเปกตรัมวาบ (Flash Spectrum)” ขึ้น เนื่องจากแก๊ซในโครเฟียร์ มีอุณหภูมิสูงกว่าแก๊ซในโฟโตสเฟียร์ ดังนั้น เส้นสว่างใน สเปกตรัมของโครโมสเฟียร์จึงเกิดจากแก๊ซที่อย่ในสภาพไอออนนั่นเอง
6.8. บรรยากาศชั้นโคโรนา
เมื่อบรรยากาศชั้นโฟโตรเฟียร์และโครโมสเฟียร์ถูกบดบังหมด ในขณะที่เกิดสุริยุปราคาก็จะปรากฏบริเวณสว่างเรืองๆ ขึ้นรอบตัวดวงอาทิตย์ ซึ่งคือ บรรยากาศชั้นโคโรนานั้นเอง บรรยากาสชั้นนี้เป็นบรรยากาศชั้นนอกสุด ซึ่งเชื่อมโยงระหว่างดวงอาทิตย์ และที่ว่างระหว่างดาวเคราะห์ (Interplanetary Space) หรือที่ว่างระหว่างดาว (Intersteller Space) พบว่าอุณหภูมิ ณ บรรยากาศชั้นโคโรนาสูงถึง 2 ล้าน K แสดงว่าคลื่นกระแทก (Shock Waves) ที่เกิดขึ้นในดวงอาทิตย์น่าจะปล่อยพลังงาน ณ บรรยากาศชั้นนี้ด้วย
การวัดอุณหภูมิในบรรยากาศชั้นโคโรนาทําได้หลายวิธี โดยการศึกษา
(1) อุณหภูมิตื่นตัว (Excitation Temperature)
(2) อุณหภูมิไอออไนซ์ (Ionization Temperature)
(3) อุณหภูมิจลน์ (Kinetic Temperature)บอกอิเล็กตรอนหรืออุณหภูมิของอิเล็กตรอน (Electron Temperature) ณ บริเวณโคโรนา
การศึกษาอุณหภูมิอิเล็กตรอน อาจทําได้ โดยการพิจารณาผลการเลื่อนของคอปเปลอร์ (Doppler Shift) หรือวัดจากการแผ่คลื่นวิทยุที่ออกมาจากแก๊ซของโคโรนาก็ได้ การศึกษาอุณหภูมิของไอออนก็อาจทําได้โดยการศึกษาการแผ่กว้าง (Broadening) ของเส้นสว่าง เนื่องจากผลการเลื่อนของดอปเปลอร์ ดังแสดงใน รูปที่ 6.8
รูปที่ 6.8 อุณหภูมิสูงในโคโรนาทําให้เส้นสว่างของสเปกตรัมมีการแผ่กว้างออก
ลําพังการพิจารณาปริมาณของพลังงานที่แท้จริงในโคโรนาเอง พบว่ามีค่าไม่มากเลย เนื่องจากอนุภาคในโคโรนานั้นมีจํานวนน้อยมาก แม้ว่าแต่ละอนุภาคจะมีความเร็วสูงมากก็ตามความหนาแน่นของโคโรนามีประมาณ 1 ในพันล้านเท่าของความหนาแน่นของบรรยากาศของโลกเท่านั้น
รูปร่างของโคโรนามีลักษณะที่ไม่แน่นอน จากภาพจะพบว่ามีรูปร่างเป็นเส้นสายมากมาย แผ่ออกไปรอบตัวดวงเป็นระยะไกล และมีการเปลี่ยนแปลงอยู่ตลอดเวลา พบว่าโครงสร้างของโคโรนา ขึ้นอยู่กับสนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์
สเปกตรัมของโคโรนา
สเปกตรัมของโคโรนาเป็นสเปกตรัมแบบต่อเนื่อง (Continuous Spectrum) โดยมีทั้งเส้นมืด (Absorption Lines) และเส้นสว่าง (Emission Lines) ปรากฏอยู่มากมาย พบว่าเป็นเส้นของธาตุต่างๆในโคโรนา ซึ่งบางธาตุเกิดการไอออไนซ์หลายครั้ง ทําให้ทราบว่าอุณหภูมิในโคโรนาสูงมาก ตัวอย่างเช่น ธาตุ FeXIV เป็นธาตุเหล็กที่ถูกไอออไนซ์ โดยเสียอิเล็กตรอนไปถึง 13 ตัว แสงจากโคโรนามีองค์ประกอบ 3 ชนิดคือ
(1) องค์ประกอบซึ่งเกิดจากธาตุที่ก่อให้เกิดเส้นสว่างในโคโรนา ณ ความยาวคลื่นที่มองเห็นได้ มีประมาณ 20 กว่าเส้น เรียกว่า โคโรนาแบบ E (มาจากคําว่า Emission) ไอออนต่างๆ ที่ก่อให้เกิดโคโรนาแบบนี้ก็อยู่ภายในบรรยากาศชั้นโคโรนาเช่นเดียวกัน
(2) องค์ประกอบที่เกิดจากอิเล็กตรอนที่มี ความเร็วสูงมากในบรรยากาศชั้นนี้ทุกทิศทาง ทําให้เส้นมืดถูกลบล้างไปหมด โดยผลการเลื่อนของดอปเปลอร์ เรียกว่า โคโรนาแบบ K (มาจากคําเยอรมันว่า Kontinuierlich แปลว่า Continuum)
(3) องค์ประกอบที่เกิดจากแสงสะท้อนอนุภาคที่อยู่ระหว่างดาวเคราะห์ (Interplanetary Matter) โดยอาจเป็นอนุภาคหรือฝุ่นละอองที่โคจรอยู่ รอบดวงอาทิตย์เอง แสงที่ สะท้อนมานี้ยังคงลักษณะของเส้นมืดฟรอนโฮเฟอร์อย่างครบถ้วน
อนุภาคเหล่านี้สะท้อนแสงและกระเจิงแสงอาทิตย์ ทําให้เห็นท้องฟ้าบริเวณใกล้ดวงอาทิตย์สว่างขึ้น ดังนั้น องค์ประกอบส่วนนี้นับว่าไม่ใช่ส่วนประกอบที่แท้จริงของโคโรนา เรียกว่า โคโรนาแบบ F (มาจากคําว่า Fraunhofer)
นักดาราศาสตร์ได้ประดิษฐ์อุปกรณ์ชนิดหนึ่ง เรียกว่า “โคโรนากราฟ (Coronagrph)” ซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่ใช้ศึกษาบรรยากาศชั้นโคโรนาของดวงอาทิตย์ โดยไม่จําเป็นต้องรอให้เกิดสุริยปราคา ส่วนประกอบของโคโรนาคล้ายกับกล้องดูดวงอาทิตย์ธรรมดา แต่เพิ่มแผ่นโลหะบังตัวดวงอาทิตย์ (Occulting Disk) เข้าไปเพื่อก่อให้เกิดผลเช่นเดียวกับการเกิดสุริยปราคานั่นเอง
โคโรนากราฟที่ดีที่สุดในขณะนี้ ได้แก่ โคโรนากราฟของมหาวิทยาลัยของฮาวาย ซึ่งตั้งอยู่ ณ ระดับความสูงประมาณ 3,000 เมตร จากระดับน้ำทะเล นอกจากนั้น ยังมี การใช้โคโรนากราฟติดไปกับหอสังเกตดวงอาทิตย์ ในอวกาศ (Orbiting Solar Observatory, OSO-7) และหอทดลองลอยฟ้า (Sky lab) เพื่อทําการศึกษาบรรยากาศขั้นโคโรนาของดวงอาทิตย์ พบว่าสามารถศึกษาโคโรนาเป็นบริเวณกว้างกว่าศึกษาบนผิวโลกมาก
6.9. จุดบนดวงอาทิตย์ (Sunspots) และปรากฏการณ์อื่นๆ บนดวงอาทิตย์
6.9.1 จุดบนดวงอาทิตย์
จุดบนดวงอาทิตย์เป็นลักษณะที่น่าสังเกตที่สุดบนดวงอาทิตย์ บริเวณนี้จะปรากฏมืดเมื่อมองในแสงสีขาว เหตุที่มืดก็ เนื่องจากรังสีที่แผ่ออกจากบริเวณนี้น้อยกว่าบริเวณโฟโตสเฟียร์ที่อยู่รอบๆ ซึ่งหมายความว่า บริเวณนี้เย็นกว่าบริเวณอื่นบนตัวดวง อย่างไรก็ดถ้าสามารถเอาจุดบนดวงอาทิตย์ออกมาได้จากผิวดวงอาทิตย์ แล้วเอามาวางไว้ในอวกาศ จุดเหล่านี้จะปรากฏสว่างพอๆ กับดวงจันทร์ในขณะสว่างเต็มดวงทีเดียว
จุดบนดวงอาทิตย์ประกอบด้วยองค์ประกอบ 2 ส่วนคือ
(1) เขตเงามืด (Umbra) เป็นบริเวณใจกลางจุดซึ่งมืดสนิท
(2) เขตเงามัว (Penumbra) เป็นบริเวณที่ไม่มืดมากอยู่รอบๆ
เขตเงามืดมีคามสว่างประมาณ 3/4 ของความสว่างในโฟโตสเฟียร์
นอกจากนั้น ยังตรวจพบแสงสว่างวาบออกมาจากเขตเงามืดในบางครั้ง ทั้งนี้ คาดว่าเกิดขึ้นจากคลื่นที่แผ่ออกมา แล้วผ่านเขตเงามัวออกมา ผลการเคลื่อนที่ของสสารในกรณีนี้เรียกว่า “Evershed Effect”
ในปี ค.ศ. 1850 มีการพบว่าจํานวนของจุดมีการเปลี่ยนแปลงเป็นคาบในช่วงเวลา 11 ปี เรียกว่า “วัฎจักรของจุด (Sunspot Cycle)” ในปัจจุบันมีการพบว่าปรากฏการณ์อื่นๆ บนดวงอาทิตย์ก็มี วัฎจักรแบบนี้เช่นกัน ในปี ค.ศ. 1904 มันเดอร์ (Maunder) ได้เขียนความสัมพันธ์ระหว่างละติจูดที่เกิดจุดกับเวลา เขาพบว่าไดอะแกรมที่เกิดขึ้นมีลักษณะคล้ายผีเสื้อ เขาเรียกว่า “ไดอะแกรมผีเสื้อของมันเดอร์ (Maunder ’s Butterfly Diagram)” ดังแสดงใน รูปที่ 6.10
รูปที่ 6.9 จุดบนดวงอาทิตย์
รูปที่ 6.10 ไดอะแกรมผีเสื้อของมันเดอร์
จุดบนดวงอาทิตย์จะเริ่มเกิด ณ ละติจูด ประมาณ 30 องศา แล้วจะจางหายไปตามปรากฏการณ์ “วัฎจักรของจุด” ในขณะเดียวกันจุดใหม่ก็จะปรากฏขึ้น ณ ละติจูดต่ำลงมาและจะเกิดปรากฏการณ์ เช่นนี้เรื่อยๆ ไปจนถึงแถบบริเวณศูนย์สูตร เมื่อกลุ่มจุดชุดนี้เริ่มหายไปก็จะเริ่มปรากฏ กลุ่มจุดใหม่บริเวณละติจูดที่ 30o อีก
ในการที่จะเข้าใจกลไกของกลุ่มจุดบนดวงอาทิตย์ จะต้องมี ความเข้าใจเกี่ยวกับสนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กนี้มีอิทธิพลต่อสสารภายในดวงอาทิตย์มาก ตัวอย่างเช่น โครงสร้างของโคโรนา
สนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์สามารถศึกษาได้จากวิธีการสเปกโตรสโคปปี (Spectroscopy) กล่าวคือ สนามแม่เหล็กจะทําให้เส้นของสเปกตรัมแตกออกเป็นคู่ๆ หลายคู่ซึ่งแต่ละเส้นภายในคู่จะมีโพลาไรซ์ (Polarized) ในทิศทางตรงข้ามกัน ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า “ผลของซีมาน (Zeeman Effect)” โดย
dg=eg2B / 4mc2
โดย e เป็นประจุของอิเล็กตรอน
m เป็นมวลของอิเล็กตรอน
จากการศึกษาสเปกตรัมของจุดบนดวงอาทิตย์ พบว่า มีเส้นสเปกตรัมหลายเส้นที่ถูกแยก ซึ่งแสดงให้เห็นชัดว่า จุดบนดวงอาทิตย์มีสนามแม่เหล็ก ความเข้มของสนามแม่เหล็กแสดงได้โดยจํานวนเส้นที่ถูกแยก ซึ่งจุดเล็กๆ จะมีขนาดประมาณ 100 เกาส์ (Gauss) จนกระทั่งถึงจุดใหญ์จะมีขนาดประมาณ 3,700 เกาส์
นอกจากสนามแม่เหล็กที่กลุ่มจุดของดวงอาทิตย์แล้ว ตัวดวงอาทิตย์เองก็ยังมีสนามแม่เหล็กอ่อนๆ ซึ่งมีขั้วเหนือและใต้ที่แน่นอนด้วย แต่ทุกๆ 11 ปีของคาบของจุด ขั้วแม่เหล็กกังกล่าวนี้จะมี การกลับขั้วกัน (Reverse Polarity) ซึ่งจะเกิดขึ้นประมาณปีหรือสองปี ก่อนที่จํานวนจุดบนดวงอาทิตย์ รูปที่ 6.10 ไดอะแกรมผีเสื้อของมันเดอร์จะมากที่สุด แม้กระทั่ง เวลาที่มีการเปลี่ยนขั้วยังตรวจพบว่าดวงอาทิตย์อาจมีขั้วเหนือ 2 ขั้วและขั้วใต้ 2 ขั้วอีกด้วย
เนื่องจากขั้วแม่เหล็กบนตัวดวงอาทิตย์มีการกลับขั้วทุกๆ 11 ปี ดังนั้น อาจกล่าวได้ว่าวัฎจักรของจุดที่แท้จริงจะใช้เวลา 22 ปี
ในปี ค.ศ. 1961 แบบคอก (Babcock) ได้สร้างแบบจําลองการเกิดจุดบนดวงอาทิตย์ขึ้น ดังแสดงใน รูปที่ 6.11 โดยเสนอว่าแม่เหล็กที่อยู่ใต้โฟสเฟียร์ถูกมัดรวมกันอย่างหนาแน่นอยู่รอบดวงอาทิตย์ เนื่องจากผลการหมุนรอบตัวเองแบบดิฟเฟอเรนเชียลของดวงอาทิตย์ (Differential Rotation)
รูปที่ 6.11 แบบจําลองที่ใช้อธิบายกลไกการเกิดจุดบนดวงอาทิตย์
ดวงอาทิตย์มีการหมุนรอบตัวเองด้วยอัตราประมาณ 1 เดือนต่อ 1 รอบ และบริเวณละติจูดต่างกันบนดวงอาทิตย์ จะมีการหมุนรอบตัวเองต่างกัน โดยบริเวณอิเควเตอร์จะหมุนเร็วกว่าบริเวณละติจูดสูงขึ้นได้ และที่ขั้วจะหมุนช้าที่สุด การหมุนรอบตัวเองแบบนี้ เรียกว่า “การหมุนรอบตัวเองแบบดิฟเฟอเรนเชียล”
เมื่อสนามแม่เหล็กที่ถูกมัดซึ่งอยู่ใต้โฟโตสเฟียร์ และพันอยู่รอบดวงอาทิตย์ ถูกทําให้ขาดลงก็จะเกิดขั้วแม่เหล็กขึ้นภายใต้สภาวะที่เหมาะสม แรงลอยตัวจะทําให้ปลายของมัดแม่เหล็กโผล่ขึ้นมาที่ผิวของดวงอาทิตย์ ก็จะเกิดจุดบนดวงอาทิตย์ขึ้นมา
เนื่องจากผลการหมุนรอบตัวเองแบบดิฟเฟอเรนเชียล ทําให้เส้นแรงแม่เหล็กทางละติจูดสูงหนาแน่นกว่าละติจูต่ำ ดังนั้น ขั้วแม่เหล็กทางละติจูดละโผล่ขึ้นมาที่ผิวก่อน แล้วต่อมาขั้วแม่เหล็ก ซึ่งอยู่ ณ ละติจูดก็จะโผล่ตามขึ้นมา ผลอันนี้เป็นผลทําให้เกิด “ไดอะแกรมแบบผีเสื้อ” นั่นเอง
ต่อมา ลีตัน (Leighton) แห่งคาร์ลเทก (Caltech) และโยชิมูระ (Yoshimura) แห่งโคโรลาโด (Colorado) ได้ปรับปรุงทฤกฎีของแบบคอก (Babcock) โดยเสนอทฤษฎีไดนาโม (Dynamo Theory) ขึ้น ทําให้ทฤษฎีเดิมมีความเป็นไปได้เพิ่มขึ้น
6.9.2 การลุกจ้า (Flares)
การลุกจ้าบนดวงอาทิตย์มักจะเกิด ณ บริเวณรอบๆ จุดบนดวงอาทิตย์ โดยเป็นการระเบิดอย่างรุนแรง แล้วปล่อยอนุภาคและรังสีต่างๆ ออกมาอย่างมากมายออกสู่อวกาศ โดยปกติช่วงชีวิตของการลุกจ้าจะเฉลี่ยประมาณ 20 นาที อุณหภูมิของการลุกจ้าอาจสูงถึง 5 ล้านองศาเคลวิน
อนุภาคที่เกิดจากการลุกจ้าอาจถูกส่งมาถึงโลกของเราได้ในเวลาเพียง 2-3 ช.ม. เท่านั้น และเป็นผลทําให้เกิดการรบกวนการส่งคลื่นวิทยุบนโลก นอกจากนั้น ยังก่อให้เกิดปรากฏการณ์ที่เรียกว่า แสงเหนือ (Aurora Borealis) และแสงใต้ (Aurora Australis) ด้วย
สามารถสังเกตเห็นการลุกจ้าบนดวงอาทิตย์ได้ เมื่อทําการถ่ายภาพโดยใช้แผ่นกรองแสงแบบ H และจากการศึกษาการลุกจ้า โดยหอทดลองลอยฟ้า พบว่ามีการปล่อยรังสีเอกซ์ (X-rays) และ คลื่นวิทยุที่ส่งออกมาจากดวงอาทิตย์จะเพิ่มขึ้นด้วย ในขณะที่เกิดการลุกจ้า
กลไกการเกิดการลุกจ้าบนดวงอาทิตย์ยังไม่ทราบแน่นอน แต่คาดว่าเกิดจากพลังงานจํานวนมหาศาลที่ถูกสนามแม่เหล็กบริเวณจุดบนดวงอาทิตย์กักเอาไว้ และด้วยกลไกอย่างหนึ่งไปกระตุ้นให้พลังงานจํานวนนั้นพลุ่งออกมาอย่างรวดเร็ว คล้ายกับการใช้นิ้วบีบเมล็ดแตงโม
6.9.3 พลาจ ฟิลาเมนต์และพวยแก๊ซ (Plages, Filaments and Prominences)
การศึกษาบรรยากาศของดวงอาทิตย์ในช่วงการแผ่รังสีแถบ H ทําให้ทราบถึงปรากฏการณ์ บนดวงอาทิตย์อีกหลายชนิด
บริเวณรอบๆ จุดบนดวงอาทิตย์มีบริเวณที่สว่าง เรียกว่า “พลาจ (Plages)” ซึ่งมาจากคําภาษาฝรั่งเศลแปลว่า “หาดทราย” พลาจเป็นปรากฏการณ์ที่อย่บนผิวดวงอาทิตย์ได้นานกว่าจุดบนดวงอาทิตย์ พลาจจะปรากฏอยู่หลังจากจุดบนดวงอาทิตย์สลายตัวไปแล้ว พลาจเกิดจากสนามแม่เหล็กอย่างอ่อนบนตัวดวงอาทิตย์ ทําให้โครโมสเฟียร์ปรากฏเป็นจุดสว่างขึ้น
ฟิลาเมนต์ (Filaments) เป็นเส้นสายบนดวงอาทิตย์ มีลักษณะมืดเกิดอยู่รอบๆ บริเวณจุดบนดวงอาทิตย์ ฟิลาเมนต์ที่ยาวที่สุดมีค่าประมาณ 100,000 ก.ม.
บางครั้งอาจสังเกตเห็นฟิลาเมนต์ได้ที่ขอบ (Limb) ของดวงอาทิตย์ด้วยฟิลาเมนต์เหล่านี้จะปรากฏชัดเทียบกับแบคกราวด์ เรียกฟิลาเมนต์ที่เกิดแบบนี้ว่า “พวยแก๊ซ (Prominences)”
พวยแก๊ซนี้สามารถจะมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในขณะเกิดสุริยุปราคาปรากฏเป็นสีชมพู เนื่องจากการแผ่รังสีอยู่ในช่วง H
พวยแก๊ซนี้ประกอบด้วย สารซึ่งมีอุณหภูมิและความหนาแน่นคล้ายกับโครโมสเฟียร์อุณหภูมิของพวยแก๊ซอยู่ในช่วงระหว่าง 7,000 ถึง 30,000 K ซึ่งจะเห็นว่ามีอุณหภูมิสูงกว่าโฟโตสเฟียร์
บางครั้งพวยแก๊ซนี้หลุดลอยขึ้นไปในบรรยากาศชั้นสูงของดวงอาทิตย์ และลอยตัวนิ่งอยู่ได้ โดยสนามแม่เหล็กพยุงเอาไว้เป็นเวลาแรมเดือน เรียกพวยแก๊ซแบบนี้ว่า “พวยแก๊ซแบบสงบ (Quiescent Prominences)” ซึ่งบางครั้งจะพบว่าลอยตัวเหนือขอบถึงหลายๆ หมื่นกิโลเมตร
รูปที่ 6.12 พลาจ ฟิลาเมนต์และพวยแก๊ซ
6.9.4 ลมสุริยะและหลุมโคโรนา
ลมสุริยะ (Solar Wind) เกิดจากการขยายตัวของโคโรนาออกสู่อวกาศการขยายตัวนี้ทําให้หางของดาวชี้ในทิศตรงกับดวงอาทิตย์เสมอ
ข้อมูลจากยานอวกาศได้บันทึกความเร็วของโคโรนาที่ขยายออกมาได้ ประมาณ 400 ก.ม./ วินาที ณ ระยะ 1 A.U. คาดว่าลมสุริยะปกคลุมอาณาเขตไกลถึงดาวพลูโต อย่างไรก็ตาม ความหนาแน่นของอนุภาคจะลดลงเมื่อระยะทางไกลขึ้น
ลมสุริยะประกอบด้วย ไอออนและอิเล็กตรอน ซึ่งพบว่าปริมาณเปรียบทียบ (Relative Composition) ของธาตุและไอออนในลมสุริยะจะคงที่เสมอแม้ ณ ระยะวงโคจรของโลกจากดวงอาทิตย์
ผลที่ได้จากการสังเกตของหอทดลองลอยฟ้า พบว่า โคโรนาบางบริเวณมีลักษณะเย็นและเงียบสงบ ความหนาแน่นของก๊าซ ณ บริเวณนี้ต่ำกว่าบริเวณอื่นที่อยู่ใกล้เคียง นักดาราศาสตร์เชื่อว่า บริเวณนี้เป็นจุดกําเนิดของลมสุริยะและเรียกบริเวณนี้ว่า “หลุมโคโรนา (Coronal Holes)"
6.10. นิวตริโนจากดวงอาทิตย์
ในปัจจุบันเป็นที่ทราบกันว่า ดาวฤกษ์ทุกดวงรวมทั้งดวงอาทิตย์ปล่อยพลังงานออกมาได้ โดยปฏิกริยาการหลอมนิวเคลียสของไฮโดรเจนไปเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม ซึ่งปฏิกริยาดังกล่าวมีชื่อ เรียกว่า “ปฏิกริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ (Thermonuclear Reaction)” ซึ่งขั้นตอนในการเกิดปฏิกริยาดําเนินไปแบบลูกโซ่ ณ อุณหภูมิที่ใจกลางดวงอาทิตย์ประมาณ 15 ล้านองศาเคลวิน ซึ่งผลิตพลังงานออกมาได้ประมาณ 4*1033 เออร์ก/วินาที และปฏิกริยาดังกล่าวสามารถดําเนินไปได้นานถึงหมื่นล้านปี บาง ขั้นตอนในการเกิดปฏิกริยาดังกล่าวมี “นิวตริโน (Neutrino)” ผลิตออกมาจากปฏิกริยาด้วย กล่าวคือ
H + H --> Hd + e + นิวตริโน
โดย H เป็นนิวเคลียสของไฮโดรเจน
Hd เป็นไอโซโทปของไฮโดรเจนชื่อดิวทีเรียม (Deuterium)
e เป็นโพซิตรอน (Positron)
นิวตริโนเป็นอนุภาคที่มีมวลน้อยมากหรือไม่มีมวลเลย และเป็นอนุภาคที่ไม่มีประจุไฟฟ้าด้วย ดังนั้น นิวตริโนจึงไม่ทําปฏิกริยากับสสารชนิดอื่น และสามารถถูกปล่อยออกมาจากแกนกลางของดวงอาทิตย์สู่โลกได้โดยตรง
ถ้านักวิทยาศาสตร์สามารถวัดนิวตริโนได้ ก็ทราบถึงสภาวะที่แกนกลางของดวงอาทิตย์อย่างแท้จริง อย่างไรก็ตาม เนื่องจากนิวตริโนทําปฏิกริยากับสสารชนิดอื่นได้ยากมาก จึงตรวจจับนิวตริโนที่แผ่จากดวงอาทิตย์ได้ยากมากเช่นกัน นิวตริโนเกือบทั้งหมดที่ผลิตจากดวงอาทิตย์ผ่านมาถึงโลก โดยไม่ทําปฏิกริยากับนิวเคลียสของอะตอมชนิดใดเลย อย่างไรก็ตาม นักวิทยาศาสตร์ได้ทุ่มเทความพยายามอย่างมากที่จะตรวจจับนิวตริโนดังกล่าวที่จะเป็นกุญแจดอกสําคัญในการไขความลับเกี่ยวกับโครงสร้างที่แกนกลางของดวงอาทิตย์ให้ได้
โดยห้องปฏิบัติการแห่งชาติบรุ๊คฮาเว่น (Brookhaven National Laboratory) ได้ไปเตรียมเครื่องดักจับนิวตริโน ณ เหมืองตะกั่วแห่งหนึ่งในรัฐเซาท์ ดาโคต้า (South Dakota) ที่ระดับความลึกจากผิวโลกถึง 1600 เมตร โดยเตรียมภาชนะบรรจุสารเททราคลอโรเอทีลีน (Tetrachloroethylene, C2Cl4) ปริมาณถึง 378,500 ลิตร นักวิจัยได้ตั้งทฤษฎีไว้ว่านิวตริโนอาจทํา ปฏิกริยากับอะตอมของคลอรีน-37 แล้วผลิตอาร์กอน (Argon) ซึ่งอยู่ในสภาพสารกัมมันตรังสี ซึ่งจะสามารถวัดและตรวจสอบได้ง่ายมาก
อย่างไรก็ตาม ปฏิกิริยาคล้ายคลึงกันนี้อาจเกิดได้จากอนุภาคอื่นๆ เช่นกัน ดังนั้น จึงจําเป็นต้องติดตั้งภาชนะบรรจุ C2Cl4 ไว้ใต้ดินที่ลึกจากผิวโลกถึง 1,600 เมตร เพื่อให้แน่ใจว่าอนุภาคอื่นๆ นอกเหนือจากนิวตริโอไม่อาจมาทําปฏิกริยากับคลอรีน-37 ได้ นักวิทยาศาสตร์ได้ทํานายไว้ว่า นิวตริโนจํานวน 1 ล้านล้านตัวจะผ่านทุกๆ ตารางเซนติเมตรบนผิวโลกทุกๆ วินาที ดังนั้น นักวิทยาศาสตร์จึงพยายามที่จะวัดปฏิกริยาระหว่างนิวตริโนกับอะตอมของคลอรีนในภาชนะ
จากการนับจํานวนอะตอมของอาร์กอนที่กลายเป็นอะตอมกัมมันตรังสี พบว่านับจํานวนได้เพียงหนึ่งในสามของจํานวนที่ทํานายไว้เท่านั้น ปัญหาดังกล่าวนี้ เป็นปัญหาที่สําคัญมากสําหรับนักดาราศาสตร์ เนื่องจากอาจจะหมายถึง ทฤษฎีเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ที่เชื่อถือกันในปัจจุบันนั้นไม่ถูกต้อง หรือแกนกลางของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิต่ำกว่าที่ทํานายไว้ หรือ นักวิทยาศาสตร์ยังไม่มีความเข้าใจอย่างแท้จริงในธรรมชาติของนิวตริโน นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่า ปฏิกริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ที่แกนกลางของดวงอาทิตย์นั้นไม่คงที่ และในปัจจุบันอาจจะอยู่ในระยะที่ มีปฏิกิริยาต่ำก็ได้
รูปที่ 6.13 หลอดรับแสงในเครื่องดักจับนิวตริโน
ไม่มีความคิดเห็น:
แสดงความคิดเห็น