Sun : ดวงอาทิตย์

Pictures used to accompany the description:

This is a picture of the sun when viewed through a clear light filter.

Structure of the Sun

The core of the Sun extends from the centre to about 20-25% of the solar radius. It has a density of up to 150 g/cm³ (about 150 times the density of water) and a temperature of close to 15.7 million kelvin (K). By contrast, the Sun's surface temperature is about 5800 K. Recent analysis of SOHO mission data favours the idea that the core is rotating faster than the radiative zone outside it. Through most of the Sun's life, energy has been produced by nuclear fusion in the core region through the proton-proton chain; this process converts hydrogen into helium. Currently, 0.8% of the energy generated in the Sun comes from another sequence of fusion reactions called the CNO cycle; the proportion coming from the CNO cycle is expected to increase as the Sun becomes older and more luminous.

The core is the only region of the Sun that produces an appreciable amount of thermal energy through fusion; 99% of the Sun's power is generated in the innermost 24% of its radius, and almost no fusion occurs beyond 30% of the radius. The rest of the Sun is heated by this energy as it is transferred outward through many successive layers, finally to the solar photosphere where it escapes into space through radiation (photons) or advection (massive particles).

The proton-proton chain occurs around 9.2×1037 times each second in the core, converting about 3.7×1038 protons into alpha particles (helium nuclei) every second (out of a total of ~8.9×1056 free protons in the Sun), or about 6.2×1011 kg/s. However, each proton (on average) takes around 9 billion years to fuse with another using the PP chain. Fusing four free protons (hydrogen nuclei) into a single alpha particle (helium nucleus) releases around 0.7% of the fused mass as energy, so the Sun releases energy at the mass-energy conversion rate of 4.26 billion kg/s (which requires 600 billion kg of hydrogen ), for 384.6 yottawatts (3.846×1026 W), or 9.192×1010 megatons of TNT per second. The large power output of the Sun is mainly due to the huge size and density of its core (compared to Earth and objects on Earth), with only a fairly small amount of power being generated per cubic metre. Theoretical models of the Sun's interior indicate a maximum power density, or energy production, of approximately 276.5 watts per cubic metre at the centre of the core, which, according to Karl Kruszelnicki, is about the same power density inside a compost pile., The fusion rate in the core is in a self-correcting equilibrium: a slightly higher rate of fusion would cause the core to heat up more and expand slightly against the weight of the outer layers, reducing the density and hence the fusion rate and correcting the perturbation; and a slightly lower rate would cause the core to cool and shrink slightly, increasing the density and increasing the fusion rate and again reverting it to its present rate.

Radiative zone

The radiative zone is the thickest layer of the Sun, at 0.45 solar radii. From the core out to about 0.7 solar

radii, thermal radiation is the primary means of energy transfer. The temperature drops from approximately 7 million to 2 million kelvins with increasing distance from the core. This temperature gradient is less than the value of the adiabatic lapse rate and hence cannot drive convection, which explains why the transfer of energy through this zone is by radiation instead of thermal convection. lons of hydrogen and helium emit photons, which travel only a brief distance before being reabsorbed by other ions. The density drops a hundredfold (from 20,000 kg/m³ to 200 kg/m³) between 0.25 solar radii and 0.7 radii, the top of the radiative zone.

Tachocline

The radiative zone and the convective zone are separated by a transition layer, the tachocline. This is a region where the sharp regime change between the uniform rotation of the radiative zone and the differential rotation of the convection zone results in a large shear between the two-a condition where successive horizontal layers slide past one another. Presently, it is hypothesised that a magnetic dynamo, or solar dynamo, within this layer generates the Sun's magnetic field.

Convective zone

The Sun's convection zone extends from 0.7 solar radii (500,000 km) to near the surface. In this layer, the solar plasma is not dense or hot enough to transfer the heat energy of the interior outward via radiation. Instead, the density of the plasma is low enough to allow convective currents to develop and move the Sun's energy outward towards its surface.

Material heated at the tachocline picks up heat and expands, thereby reducing its density and allowing it to rise. As a result, an orderly motion of the mass develops into thermal cells that carry most of the heat outward to the Sun's photosphere above.

Once the material diffusively and radiatively cools just beneath the photospheric surface, its density increases, and it sinks to the base of the convection zone, where it again picks up heat from the top of the radiative zone and the convective cycle continues. At the photosphere, the temperature has dropped 350-fold to 5,700 K (9,800 °F) and the density to only 0.2 g/m³ (about 1/10,000 the density of air at sea level, and 1 millionth that of the inner layer of the convective zone).

The thermal columns of the convection zone form an imprint on the surface of the Sun giving it a granular appearance called the solar granulation at the smallest scale and supergranulation at larger scales. Turbulent convection in this outer part of the solar interior sustains "small-scale" dynamo action over the near-surface volume of the Sun. The Sun's thermal columns are Bénard cells and take the shape of roughly hexagonal prisms.

Stellar atmosphere

The solar atmosphere is the region of the Sun that extends from the top of the convection zone to the inner boundary of the heliosphere. It is often divided into three primary layers: the photosphere, the chromosphere, and the corona. The chromosphere and corona are separated by a thin transition region that is frequently considered as an additional distinct layer. Some sources consider the heliosphere to be the outer or extended solar atmosphere.

Photosphere

The visible surface of the Sun, the photosphere, is the layer below which the Sun becomes opaque to visible light. Photons produced in this layer escape the Sun through the transparent solar atmosphere above it and become solar radiation, sunlight. The change in opacity is due to the decreasing amount of H ions, which absorb visible light easily. Conversely, the visible light perceived is

produced as electrons react with hydrogen atoms to produce H- ions.

The photosphere is tens to hundreds of kilometres thick, and is slightly less opaque than air on Earth. Because the upper part of the photosphere is cooler than the lower part, an image of the Sun appears brighter in the centre than on the edge or limb of the solar disk, in a phenomenon known as limb darkening. The spectrum of sunlight has approximately the spectrum of a black-body radiating at 5,772 K (9,930 °F), interspersed with atomic absorption lines from the tenuous layers above the photosphere. The photosphere has a particle density of ~1023 m-3 (about 0.37% of the particle number per volume of Earth's atmosphere at sea level). The photosphere is not fully ionised-the extent of ionisation is about 3%, leaving almost all of the hydrogen in atomic form.

The coolest layer of the Sun is a temperature minimum region extending to about 500 km above the photosphere, and has a temperature of about 4,100 K.

This part of the Sun is cool enough to allow for the existence of simple molecules such as carbon monoxide and water.

Chromosphere

Above the temperature minimum layer is a layer about 2,000 km thick, dominated by a spectrum of emission and absorption lines. It is called the chromosphere from the Greek root chroma, meaning colour, because the chromosphere is visible as a coloured flash at the beginning and end of total solar eclipses. The temperature of the chromosphere increases gradually with altitude, ranging up to around 20,000 K near the top. In the upper part of the chromosphere helium becomes partially ionised.

-

References

1. "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA. 15 November 2006. Archived from the original on 22 October 2012. Retrieved 1 August 2007.

2. Allen, Clabon W.; Cox, Arthur N. (2000). Cox, Arthur N. (ed.). Allen's Astrophysical Quantities (4th ed.). Springer. p. 2. ISBN 978-0-38-798746-0.

3. "solar mass. Oxford Reference. Retrieved 26 May 2024.

4. ^ Weissman, Paul; McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence (18 September 1998). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. pp. 349, 820. ISBN 978-0-08-057313-7.

5. "heliology", Collins Dictionary. Collins. Retrieved 24 November 2024.

6. Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system" (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Archived (PDF) from the original on 11 July 2020. Retrieved 12 April 2020.

7. Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Archived from the original on 21 December 2010. Retrieved 1 August 2007.

8. Lada, C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63-L66. arXiv:astro-ph/06013753.

Bibcode:2006ApJ... 640L.. 63L doi:10.1086/503158、S2CID 8400400、

9. Robles, José A.; Lineweaver, Charles H.; Grether, Daniel; Flynn, Chris; Egan, Chas A.; Pracy, Michael B.; Holmberg, Johan; Gardner, Esko (September 2008). "A Comprehensive Comparison of the Sun to Other Stars: Searching for Self-Selection Effects. The Astrophysical Journal. 684 (1): 691-706. arXiv:0805.29623. Bibcode:2008ApJ...684..691Re. doi:10.1086/589985, hdl:1885/34434. Retrieved 24 May 2024.

10. ^ a b Zeilik, M. A.; Gregory, S. A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.

11. Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651-655.

Bibcode:2012Sci...338..6510

doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187、 S2CID 21965292

12. ^ Falk, S. W.; Lattmer, J. M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?".Nature. 270 (5639): 700-701.Bibcode:1977Natur.270..700F、

doi:10.1038/270700a0. S2CID 4240932.

13. Burton, W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. 43 (3-4): 244-250. doi:10.1007/BF00190626 S2CID 189796439

14. Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O-M stars". Astronomy and Astrophysics. 333: 231-250.

Bibcode:1998A&A...333..231B

15. ^ Hoffleit, D.; et al. (1991). "HR 2491". Bright Star Catalogue (5th Revised ed.), CDS.Bibcode:1991bsc..book.....He..

16. ^ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000-2020". US Naval Observatory. 31 January 2008. Archived from the original on 13 October 2007. Retrieved 17 July 2009.

17. ^ Cain, Fraser (15 April 2013). "How long does it take sunlight to reach the Earth?", phys.org. Archived from the original on 2 March 2022. Retrieved 2 March 2022.

18. "The Sun's Energy: An Essential Part of the Earth System". Center for Science Education. Retrieved 24 May 2024.

19. "The Sun's Influence on Climate". Princeton University Press. 23 June 2015. Retrieved 24 May 2024.

20. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.

21. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.

Doctoral degree (Ph.D) 🇹🇭/เกาะลันตา

Surveyor / Photographer

By : Ratcharinda Teachaprasarn🇹🇭

Survey coordinates:

Kohlanta, Island, Saladan Subdistrict, Koh Lanta District, Krabi Province

Thailand🇹🇭

Compiled in Thai, English

By: Ratcharinda Teachaprasarn🇹🇭

KlearmillyInfinity8888🇹🇭

Klearmilly8888🇹🇭

Thailand 2025🇹🇭

August 18, 2025, 11 : 53 a.m🇹🇭

----------+++

พระอาทิตย์ : Sun

ภาพที่ใช้ประกอบคำอธิบาย :

เป็นภาพของดวงอาทิตย์ เมื่อมองผ่านฟิลเตอร์กรองแสงใส.

โครงสร้างของ ดวงอาทิตย์

(Structure of the sun)

แกนกลางของดวงอาทิตย์แผ่ขยายจากศูนย์กลางไปถึงประมาณ 20-25% ของรัศมีดวงอาทิตย์ มีความหนาแน่นสูงถึง 150 กรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร (ประมาณ 150 เท่าของความหนาแน่นของน้ำ) และมีอุณหภูมิเกือบ 15.7 ล้านเคลวิน (K) ในทางตรงกันข้าม อุณหภูมิพื้นผิวของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 5,800 เคลวิน การวิเคราะห์ข้อมูลภารกิจ SOHO ล่าสุดสนับสนุนแนวคิดที่ว่าแกนกลางหมุนเร็วกว่าเขตแผ่รังสีภายนอก ตลอดช่วงอายุขัยส่วนใหญ่ของดวงอาทิตย์ พลังงานถูกผลิตขึ้นโดยปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ในบริเวณแกนกลางผ่านห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอน กระบวนการนี้เปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ปัจจุบัน พลังงาน 0.8% ที่ผลิตในดวงอาทิตย์มาจากลำดับปฏิกิริยาฟิวชันอีกลำดับหนึ่งที่เรียกว่าวัฏจักร CNO คาดว่าสัดส่วนที่ได้จากวัฏจักร CNO จะเพิ่มขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์มีอายุมากขึ้นและส่องสว่างมากขึ้น.

แกนกลางของดวงอาทิตย์เป็นบริเวณเดียวของดวงอาทิตย์ที่ผลิตพลังงานความร้อนได้มากจากการหลอมรวม พลังงาน 99% ของดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นที่ชั้นในสุด 24% ของรัศมี และแทบจะไม่มีการหลอมรวมเกิดขึ้นเลยเกิน 30% ของรัศมี ส่วนที่เหลือของดวงอาทิตย์ได้รับความร้อนจากพลังงานนี้เมื่อถูกถ่ายโอนออกไปภายนอกผ่านชั้นต่างๆ ต่อเนื่องกันหลายชั้น และสุดท้ายไปยังชั้นโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ ซึ่งพลังงานนี้จะหลุดออกสู่อวกาศผ่านการแผ่รังสี (โฟตอน) หรือการพาความร้อน (อนุภาคขนาดใหญ่).

โซ่โปรตอน-โปรตอนเกิดขึ้นประมาณ 9.2×1037 ครั้งต่อวินาทีในแกนกลาง โดยเปลี่ยนโปรตอนประมาณ 3.7×1038 โปรตอนเป็นอนุภาคแอลฟา (นิวเคลียสฮีเลียม) ต่อวินาที (จากโปรตอนอิสระทั้งหมด ~8.9×1056 โปรตอนในดวงอาทิตย์) หรือประมาณ 6.2×1011 กิโลกรัม/วินาที อย่างไรก็ตาม โปรตอนแต่ละตัว (โดยเฉลี่ย) ใช้เวลาประมาณ 9 พันล้านปีในการหลอมรวมกับโปรตอนอื่นโดยใช้โซ่ PP การหลอมโปรตอนอิสระสี่ตัว (นิวเคลียสไฮโดรเจน) ให้เป็นอนุภาคแอลฟาตัวเดียว (นิวเคลียสฮีเลียม) จะปลดปล่อยพลังงานออกมาประมาณ 0.7% ของมวลที่หลอมรวมกัน ดังนั้นดวงอาทิตย์จึงปลดปล่อยพลังงานที่อัตราการแปลงมวล-พลังงาน 4.26 พันล้านกิโลกรัม/วินาที (ซึ่งต้องใช้ไฮโดรเจน 600 พันล้านกิโลกรัม) เพื่อให้ได้พลังงาน 384.6 ยอตตะวัตต์ (3.846×1026 วัตต์) หรือเท่ากับ 9.192×1010 เมกะตันของทีเอ็นทีต่อวินาที พลังงานที่ส่งออกมหาศาลของดวงอาทิตย์ส่วนใหญ่นั้นเกิดจากขนาดและความหนาแน่นอันมหาศาลของแกนกลางดวงอาทิตย์ (เมื่อเทียบกับโลกและวัตถุต่างๆ บนโลก) โดยมีพลังงานเพียงเล็กน้อยเท่านั้นต่อลูกบาศก์เมตร

แบบจำลองเชิงทฤษฎีของภายในดวงอาทิตย์บ่งชี้ว่าความหนาแน่นของพลังงานสูงสุดหรือการผลิตพลังงานอยู่ที่ประมาณ 276.5 วัตต์ต่อลูกบาศก์เมตรที่ใจกลางแกนดวงอาทิตย์ ซึ่งตามที่ Karl Kruszelnicki กล่าวไว้ มีค่าใกล้เคียงกับความหนาแน่นของพลังงานภายในกองปุ๋ยหมัก อัตราการหลอมรวมในแกนดวงอาทิตย์อยู่ในภาวะสมดุลที่แก้ไขตัวเองได้ อัตราการหลอมรวมที่สูงขึ้นเล็กน้อยจะทำให้แกนดวงอาทิตย์ร้อนขึ้นและขยายตัวเล็กน้อยเมื่อเทียบกับน้ำหนักของชั้นนอก ทำให้ความหนาแน่นลดลง และด้วยเหตุนี้ อัตราการหลอมรวมจึงลดลง และแก้ไขการรบกวนได้ และหากอัตราที่ต่ำกว่าเล็กน้อยจะทำให้แกนดวงอาทิตย์เย็นลงและหดตัวลงเล็กน้อย ทำให้ความหนาแน่นเพิ่มขึ้น อัตราการหลอมรวมเพิ่มขึ้น และกลับสู่ระดับอัตราปัจจุบันอีกครั้ง.

โซนรังสี (Radiative zone)

เขตแผ่รังสีคือชั้นที่หนาที่สุดของดวงอาทิตย์ โดยมีรัศมี 0.45 ของดวงอาทิตย์ จากแกนกลางออกไปประมาณ 0.7 ของดวงอาทิตย์

รัศมี การแผ่รังสีความร้อนเป็นวิธีการหลักในการถ่ายโอนพลังงาน อุณหภูมิจะลดลงจากประมาณ 7 ล้านเคลวินเป็น 2 ล้านเคลวินเมื่อระยะห่างจากแกนกลางเพิ่มขึ้น การไล่ระดับอุณหภูมินี้น้อยกว่าค่าอัตราการแผ่รังสีอะเดียแบติก ดังนั้นจึงไม่สามารถขับเคลื่อนการพาความร้อนได้ ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมการถ่ายโอนพลังงานผ่านโซนนี้จึงใช้การแผ่รังสีแทนการพาความร้อน ไฮโดรเจนและฮีเลียมหลายล้านล้านจะปล่อยโฟตอนออกมา ซึ่งเดินทางเพียงระยะสั้นๆ ก่อนที่จะถูกดูดซับกลับโดยไอออนอื่นๆ ความหนาแน่นจะลดลงร้อยเท่า (จาก 20,000 กิโลกรัม/ลูกบาศก์เมตร เป็น 200 กิโลกรัม/ลูกบาศก์เมตร) ระหว่างรัศมี 0.25 ของดวงอาทิตย์ และรัศมี 0.7 ของดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นจุดสูงสุดของโซนการแผ่รังสี.

ทาโคลีน (Tachocline)

เขตแผ่รังสีและเขตพาความร้อนถูกแยกออกจากกันด้วยชั้นทรานซิชันที่เรียกว่า ทาโคไคลน์ ซึ่งเป็นบริเวณที่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วระหว่างการหมุนแบบสม่ำเสมอของเขตแผ่รังสีและการหมุนแบบต่าง ๆ ของเขตพาความร้อน ส่งผลให้เกิดแรงเฉือนขนาดใหญ่ระหว่างทั้งสองชั้น ซึ่งเป็นสภาวะที่ชั้นแนวนอนที่ต่อเนื่องกันเลื่อนผ่านกัน ปัจจุบันมีสมมติฐานว่าไดนาโมแม่เหล็ก หรือไดนาโมสุริยะ ภายในชั้นนี้ก่อให้เกิดสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์.

โซนการพาความร้อน

(Convective zone)

เขตพาความร้อนของดวงอาทิตย์ครอบคลุมตั้งแต่รัศมี 0.7 ของดวงอาทิตย์ (500,000 กิโลเมตร) ไปจนถึงใกล้พื้นผิว ในชั้นนี้ พลาสมาของดวงอาทิตย์ไม่มีความหนาแน่นหรือความร้อนเพียงพอที่จะถ่ายเทพลังงานความร้อนจากภายในออกสู่ภายนอกผ่านการแผ่รังสี ในทางกลับกัน ความหนาแน่นของพลาสมาจะต่ำเพียงพอที่จะทำให้กระแสพาความร้อนเกิดขึ้นและเคลื่อนย้ายพลังงานของดวงอาทิตย์ออกไปยังพื้นผิวได้สสารที่ได้รับความร้อนที่ทาโคไคลน์จะรับความร้อนและขยายตัว ส่งผลให้ความหนาแน่นลดลงและลอยตัวขึ้น ส่งผลให้การเคลื่อนที่อย่างเป็นระเบียบของมวลพัฒนาเป็นเซลล์ความร้อนที่นำความร้อนส่วนใหญ่ออกสู่โฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ด้านบน, เมื่อสสารเย็นตัวลงอย่างแผ่กระจายและแผ่รังสีใต้พื้นผิวโฟโตสเฟียร์ ความหนาแน่นจะเพิ่มขึ้น และจมลงสู่ฐานของเขตการพาความร้อน ซึ่งรับความร้อนจากด้านบนของเขตการแผ่รังสีอีกครั้ง และวัฏจักรการพาความร้อนก็ดำเนินต่อไป ที่โฟโตสเฟียร์ อุณหภูมิลดลง 350 เท่า เหลือ 5,700 K (9,800 °F) และความหนาแน่นลดลงเหลือเพียง 0.2 g/m³ (ประมาณ 1 ใน 10,000 ของความหนาแน่นของอากาศที่ระดับน้ำทะเล และ 1 ในล้านของความหนาแน่นของชั้นในของเขตการพาความร้อน).

คอลัมน์ความร้อนของโซนการพาความร้อนจะสร้างรอยประทับบนพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ทำให้มีลักษณะเป็นเม็ดเล็กๆ เรียกว่า เม็ดดวงอาทิตย์ในระดับที่เล็กที่สุด และเม็ดซูเปอร์แกรนูลในระดับที่ใหญ่กว่าการพาความร้อนแบบปั่นป่วนในส่วนนอกของชั้นในของดวงอาทิตย์นี้ ทำให้เกิดการทำงานของไดนาโม "ขนาดเล็ก" เหนือปริมาตรใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์ เสาความร้อนของดวงอาทิตย์คือเซลล์เบนาร์ และมีรูปร่างคล้ายปริซึมหกเหลี่ยม.

บรรยากาศดวงดาว

(Stellar atmosphere)

ชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์คือบริเวณของดวงอาทิตย์ที่ทอดยาวจากจุดสูงสุดของเขตพาความร้อนไปจนถึงขอบด้านในของเฮลิโอสเฟียร์ มักแบ่งออกเป็นสามชั้นหลัก ได้แก่ โฟโตสเฟียร์ โครโมสเฟียร์ และโคโรนา โครโมสเฟียร์และโคโรนาถูกคั่นด้วยบริเวณทรานซิชันบางๆ ซึ่งมักถูกมองว่าเป็นชั้นบรรยากาศที่แยกจากกัน แหล่งข้อมูลบางแห่งถือว่าเฮลิโอสเฟียร์เป็นชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ชั้นนอกหรือชั้นบรรยากาศที่แผ่ขยายออกไป.

โฟโตสเฟียร์ (Photosphere)

พื้นผิวที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ หรือที่เรียกว่า โฟโตสเฟียร์ คือชั้นที่ดวงอาทิตย์อยู่ด้านล่างจนทึบแสงจนมองไม่เห็น

โฟตอนที่เกิดขึ้นในชั้นนี้จะทะลุผ่านชั้นบรรยากาศโปร่งใสของดวงอาทิตย์ที่อยู่เหนือชั้นบรรยากาศนั้น และกลายเป็นรังสีจากดวงอาทิตย์ หรือที่เรียกว่า แสงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงความทึบแสงนี้เกิดจากปริมาณไอออน H ที่ลดลง ซึ่งดูดซับแสงที่มองเห็นได้ง่าย ในทางกลับกัน แสงที่มองเห็นจะเกิดขึ้นเมื่ออิเล็กตรอนทำปฏิกิริยากับอะตอมไฮโดรเจนเพื่อสร้างไอออน H-

โฟโตสเฟียร์มีความหนาหลายสิบถึงหลายร้อยกิโลเมตร และมีความทึบแสงน้อยกว่าอากาศบนโลกเล็กน้อย เนื่องจากส่วนบนของโฟโตสเฟียร์เย็นกว่าส่วนล่าง ภาพของดวงอาทิตย์จึงปรากฏสว่างกว่าที่บริเวณกึ่งกลางของดวงอาทิตย์มากกว่าที่ขอบหรือขอบของจานสุริยะ ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เรียกว่า limb darkening สเปกตรัมของแสงอาทิตย์มีสเปกตรัมใกล้เคียงกับสเปกตรัมของวัตถุดำที่แผ่รังสีที่อุณหภูมิ 5,772 K (9,930 °F) แทรกด้วยเส้นดูดกลืนแสงของอะตอมจากชั้นบางๆ เหนือโฟโตสเฟียร์ โฟโตสเฟียร์มีความหนาแน่นของอนุภาคประมาณ 1,023 ลูกบาศก์เมตร (ประมาณ 0.37% ของจำนวนอนุภาคต่อปริมาตรของชั้นบรรยากาศโลกที่ระดับน้ำทะเล) โฟโตสเฟียร์ยังไม่แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ โดยมีขอบเขตของการแตกตัวเป็นไอออนประมาณ 3% ทำให้ไฮโดรเจนเกือบทั้งหมดอยู่ในรูปอะตอม.

ชั้นที่เย็นที่สุดของดวงอาทิตย์คือบริเวณที่มีอุณหภูมิต่ำสุดซึ่งอยู่สูงจากชั้นโฟโตสเฟียร์ประมาณ 500 กิโลเมตร และมีอุณหภูมิประมาณ 4,100 เคลวิน

ส่วนนี้ของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิเย็นเพียงพอที่จะทำให้โมเลกุลง่ายๆ เช่น คาร์บอนมอนอกไซด์และน้ำมีอยู่ได้.

โครโมสเฟียร์ (Chromosphere)

ชั้นต่ำสุดเหนืออุณหภูมิคือชั้นที่มีความหนาประมาณ 2,000 กม. โดยมีสเปกตรัมของเส้นการแผ่รังสีและการดูดกลืนเป็นหลัก

โครโมสเฟียร์ถูกเรียกว่า โครโมสเฟียร์ จากรากศัพท์ภาษากรีก โครมา ซึ่งแปลว่า สี เนื่องจากโครโมสเฟียร์สามารถมองเห็นได้เป็นแสงวาบสีในช่วงเริ่มต้นและสิ้นสุดของสุริยุปราคาเต็มดวง อุณหภูมิของโครโมสเฟียร์จะค่อยๆ เพิ่มขึ้นตามระดับความสูง โดยจะสูงถึงประมาณ 20,000 เคลวินใกล้กับจุดสูงสุด ในส่วนบนของโครโมสเฟียร์ ฮีเลียมจะแตกตัวเป็นไอออนบางส่วน.

ปริญญาเอก 🇹🇭

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : รัชรินทร์ดา เตชะประสาน🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา, กระบี่

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย🇹🇭

เรียบเรียงบทความ ภาษาไทย, อังกฤษ

โดย : รัชรินทร์ดา เตชะประสาน🇹🇭

เคลียร์มิลลี่8888🇹🇭

ประเทศไทย2568🇹🇭

18 สิงหาคม 2568, 11 : 53 น.🇹🇭

#StellariumThailand🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

#KingRama10NumberOneInTheWorld👑🇹🇭

#QueenOfTheUniverse🇹🇭

#Klearmilly8888🇹🇭

https://www.facebook.com/share/p/19tawdQEHw/