Sun : ดวงอาทิตย์

Sun :

Constellation Leo

Magnitudev-26.72

Distance 1.01 AU

Diameter 31.60' 09h 47m

RA/Dec 59.9s +13° 17' 06.6"

The/Alt281° 02' 42.9"+41° 55' 35.5"

Hour Angle03h 14m 27.9s

RA/Dec (J2000)09h 46m 36.2s+13° 24' 12.9"

Names : Sun, Sol, Sol, Helios

Adjectives : Solar

Observation data

Mean distance from : 1 AU

Earth : 149,600,000 km 8 min 19 s, light speed

Visual brightness : -26.74 (V)

Absolute magnitude 4.83

Spectral classification : G2V

Metallicity : Z = 0.0122

Angular size : 0.527-0.545°

Orbital characteristics

Mean distance from : 24,000 to 28,000 light

Milky Way core : years

Galactic period : 225-250 million year

Velocity : 251 km/s

orbit about Galactic Center

20 km/s to stellar neighbourhood

370 km/s to cosmic microwave background

Obliquity : 7.25° (ecliptic) 67.23° (galactic plane)

Right ascension North pole

286.13° (286° 7' 48")

Declination of North pole : +63.87° (63° 52' 12"N

Sidereal rotation period : 25.05 days (equator) 34.4 days (poles)

Equatorial rotation velocity

1,997 km/s

Physical characteristics

Equatorial radius : 695,700 km

109 x Earth radius

Flattening : 0.00005

Surface area : 6.09 x 1012 km²

12,000 × Earth

Volume : 1.412 x 1018 km³ 1,300,000 × Earth

Mass : 1.9885 × 1030 kg 332,950 Earths

Average density : 1.408 g/cm³

0.255 × Earth

Age : 4.6 billion years

Equatorial surface gravity : 274 m/s2

27.9 go

Moment of inertia factor :≈0.070

Surface escape velocity : 617.7 km/s

55 × Earth

Temperature : 15,700,000 K (centre)

5,772 K (photosphere) 5,000,000 K (corona)

Luminosity : 3.828 x 1026 W

3.75 x 1028 Im 98 lm/W efficacy

Colour (B-V) 0.656

Mean radiance : 2.009 × 107 W·m-2.sr-1

Photosphere 73.46% hydrogen

composition by mass : 24.85% helium

0.77% oxygen

0.29% carbon

0.16% iron

0.12% neon

0.09% nitrogen

0.07% silicon

0.05% magnesium

0.04% sulfur

The Sun is the star at the centre of the Solar System, It is a massive, nearly perfect sphere of hot plasma, heated to incandescence by nuclear fusion reactions in its core, radiating the energy from its surface mainly as visible light and infrared radiation with 10% at ultraviolet energies. It is by far the most important source of energy for life on Earth. The Sun has been an object of veneration in many cultures and a central subject for astronomical research since antiquity. The Sun orbits the Galactic Center at a distance of 24,000 to 28,000 light-years. Its distance from Earth defines the astronomical unit, which is about 1.496 x 108 kilometres or about 8 light-minutes. Its diameter is about 1,391,400 km (864,600 mi), 109 times that of Earth. The Sun's mass is about 330,000 times that of Earth, making up about 99.86% of the total mass of the Solar System. The mass of outer layer of the Sun's atmosphere, its photosphere, consists mostly of hydrogen (~73%) and helium (~25%), with much smaller quantities of heavier elements, including oxygen, carbon, neon, and iron.

The Sun is a G-type main-sequence star (G2V), informally called a yellow dwarf, though its light is actually white. It formed approximately 4.6 billionlal years ago from the gravitational collapse of matter within a region of a large molecular cloud. Most of this matter gathered in the centre, the rest flattened into an orbiting disk that became the Solar System. The central mass became so hot and dense that it eventually initiated nuclear fusion in its core. Every second, the Sun's core fuses about 600 billion kilograms (kg) of hydrogen into helium and converts 4 billion kg of matter into energy. About 4 to 7 billion years from now, when hydrogen fusion in the Sun's core diminishes to the point where the Sun is no longer in hydrostatic equilibrium, its core will undergo a marked increase in density and temperature which will cause its outer layers to expand, eventually transforming the Sun into a red giant. After the red giant phase, models suggest the Sun will shed its outer layers and become a dense type of cooling star (a white dwarf), and no longer produce energy by fusion, but will still glow and give off heat from its previous fusion for perhaps trillions of years. After that, it is theorised to become a super dense black dwarf, giving off negligible energy.

Etymology

The English word sun developed from Old English sunne. Cognates appear in other Germanic languages, including West Frisian sinne, Dutch zon, Low German Sünn, Standard German Sonne, Bavarian Sunna, Old Norse sunna, and Gothic sunnō. All these words stem from Proto-Germanic" Sunnon" , This is ultimately related to the word for sun in other branches of the Indo-European language family, though in most cases a nominative stem with an / is found, rather than the genitive stem in n, as for example in Latin söl, ancient Greek ἥλιος (hellos), Welsh haul and Czech slunce, as well as (with *I > r) Sanskrit स्वर् (svár) and Persian خور )xvar). Indeed, the /-stem survived in Proto-Germanic as well, as *sõwelan, which gave rise to Gothic sauil (alongside sunnő) and Old Norse prosaic sól (alongside poetic sunna), and through it the words for sun in the modern Scandinavian languages: Swedish and Danish sol, Icelandic sól, etc.

The principal adjectives for the Sun in English are sunny for sunlight and, in technical contexts, solar (/'souler/), from Latin sol. From the Greek helios comes the rare adjective hellac (/'hiliæk/). In English, the Greek and Latin words occur in poetry as personifications of the Sun, Helios (/hilias/) and Sol (/sol/),12111 while in science fiction Sol may be used to distinguish the Sun from other stars. The term sol with a lowercase s is used by planetary astronomers for the duration of a solar day on another planet such as Mars,

The astronomical symbol for the Sun is a circle with a central dot, It is used for such units as Me (Solar mass), Ro (Solar radius) and Lo (Solar luminosity), The scientific study of the Sun is called hellology.

General characteristics

The Sun is a G-type main-sequence star that makes up about 99.86% of the mass of the Solar System. It has an absolute magnitude of +4.83, estimated to be brighter than about 85% of the stars in the Milky Way, most of which are red dwarfs. It is more massive than 95% of the stars within 7 pc (23 ly). The Sun is a Population I, or heavy-element-rich, (b) star. 1301 Its formation approximately 4.6 billion years ago may have been triggered by shockwaves from one or more nearby supernovae. This is suggested by a high abundance of heavy elements in the Solar System, such as gold and uranium, relative to the abundances of these elements in so-called Population II, heavy-element-poor, stars. The heavy elements could most plausibly have been produced by endothermic nuclear reactions during a supernova, or by transmutation through neutron absorption within a massive second-generation star.

The Sun is by far the brightest object in the Earth's sky, with an apparent magnitude of -26.74 This is about 13 billion times brighter than the next brightest star, Sirius, which has an apparent magnitude of -1.46.

One astronomical unit (about 150 million kilometres; 93 million miles) is defined as the mean distance between the centres of the Sun and the Earth, The instantaneous distance varies by about ± 2.5 million kilometres (1.6 million miles) as Earth moves from perihelion around 3 January to aphelion around 4 July At its average distance, light travels from the Sun's horizon to Earth's horizon in about 8 minutes and 20 seconds, while light from the closest points of the Sun and Earth takes about two seconds less. The energy of this sunlight supports almost all lifeld on Earth by photosynthesis, and drives Earth's climate and weather,

The Sun does not have a definite boundary, but its density decreases. exponentially with increasing height above the photosphere, For the purpose of measurement, the Sun's radius is considered to be the distance from its centre to the edge of the photosphere, the apparent visible surface of the Sun. The roundness of the Sun is the relative difference between its radius at its equator, Req, and at its pole, Rpot, called the oblateness. The value is difficult to measure. Atmospheric distortion means the measurement must be done on satellites; the value is very small meaning very precise technique is needed.

The oblateness was once proposed to be sufficient to explain the perihelion precession of Mercury but Einstein proposed that general relativity could explain the precession using a spherical Sun. When high precision measurements of the oblateness became available via the Solar Dynamics Observatory and the Picard satellite, the measured value was even smaller than expected, 43 8.2 x 106, or 8 parts per million. These measurements determined the Sun to be the natural object closest to a perfect sphere ever observed. The oblateness value remains constant independent of solar irradiation changes. The tidal effect of the planets is weak and does not significantly affect the shape of the Sun.

Solar rotation

The Sun rotates faster at its equator than at its poles. This differential rotation is caused by convective motion due to heat transport and the Coriolis force due to the Sun's rotation. In a frame of reference defined by the stars, the rotational period is approximately 25.6 days at the equator and 33.5 days at the poles. Viewed from Earth as it orbits the Sun, the apparent rotational period of the Sun at its equator is about 28 days. Viewed from a vantage point above its north pole, the Sun rotates counterclockwise around Its axis of spin.

A survey of solar analogues suggests the early Sun was rotating up to ten times faster than it does today. This would have made the surface much more active, with greater X-ray and UV emission. Sunspots would have covered 5-30% of the surface. The rotation rate was gradually slowed by magnetic braking, as the Sun's magnetic field interacted with the outflowing solar wind, A vestige of this rapid primordial rotation still survives at the Sun's core, which rotates at a rate of once per week, four times the mean surface rotation rate,

Composition

Molecules in stars

The Sun consists mainly of the elements hydrogen and helium. At this time in the Sun's life, they account for 74.9% and 23.8%, respectively, of the mass of the Sun in the photosphere. All heavier elements, called metais in astronomy, account for less than 2% of the mass, with oxygen (roughly 1% of the Sun's mass), carbon (0.3%), neon (0.2%), and iron (0.2%) being the most abundant.

The Sun's original chemical composition was inherited from the interstellar medium out of which it formed. Originally it would have been about 71.1% hydrogen, 27.4% helium, and 1.5% heavier elements, sal The hydrogen and most of the helium in the Sun would have been produced by Big Bang nucleosynthesis in the first 20 minutes of the universe, and the heavier elements were produced by previous generations of stars before the Sun was formed, and spread into the interstellar medium during the final stages of stellar life and by events such as supernovae, Since the Sun formed, the main fusion process has involved fusing hydrogen into hellum. Over the past 4.6 billion years, the amount of helium and its location within the Sun has gradually changed. The proportion of helium within the core has increased from about 24% to about 60% due to fusion, and some of the helium and heavy elements have settled from the photosphere toward the centre of the Sun because of gravity. The proportions of heavier elements are unchanged. Heat is transferred outward from the Sun's core by radiation rather than by convection (see Radiative zone below), so the fusion products are not lifted outward by heat, they remain In the core, and gradually an inner core of hellum has begun to form that cannot be fused because presently the Sun's core is not hot or dense enough to fuse helium. In the current photosphere, the helium fraction is reduced, and the metallicity is only 84% of what it was in the protostellar phase (before nuclear fusion in the core started). In the future, helium will continue to accumulate in the core, and in about 5 billion years this gradual build-up will eventually cause the Sun to exit the main sequence and become a red giant

The chemical composition of the photosphere is normally considered representative of the composition of the primordial Solar System. Typically, the solar heavy-element abundances described above are measured both by using spectroscopy of the Sun's photosphere and by measuring abundances in meteorites that have never been heated to melting temperatures. These meteorites are thought to retain the composition of the protostellar Sun and are thus not affected by the settling of heavy elements. The two methods generally agree well.

-

References

1. "Sol, Coxford English Dictionary (Online ed.), Oxford University Press. (Subscription or participating institution membership required)

2 Hellas Lexico UK English Dictionary. Oxford University Press. Archived from the original on 27 March 2020.

3. solar. Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (Subscription or participating institution membership required)

4. Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009), "Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon-Earth mass ratio and the Astronomical Unit". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 103 (4): 365-372 Bibcode:2009CeMDA.103.365 doi:10.1007/s10569-009-

9203-8 ISSN 1572-9478. S2CID 121374703 Archived

from the original on 9 July 2019. Retrieved 13 July 2019.

5. abcdefghijklmnop Williams, D. R. (1 July 2013). "Sun Fact Sheet NASA Goddard Space Flight Center. Archived from the original on 15 July 2010. Retrieved 12 August 2013

6. Zombeck, Martin V. (1990) Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. Archived from the original on 3 February 2021. Retrieved 13 January 2016.

7. Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J. (2006). "The new solar obundances Part I: the observations". Communications in Asteraseismology: 147: 76-79. Bibcode:2006CoAst 147 76A doi:10.1553/cia147:76. ISSN 1021-2043 S2CID 123824232

8. Eclipse 99: Frequently Asked Questions. NASA. Archived from the original on 27 May 2010. Retrieved 24 October 2010.

9. Francis, Charles: Anderson, Erik (June 2014). "Two estimates of the distance to the Galactic Centre, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441 (2): 1105-1114. arXiv:1309.2629. Bibcode:2014MNRAS.441.1105F,

doi:10.1093/mnras/stu631. S2CID 119235554

10. Hinshaw, G., Weiland, J. L., Hill, R. S, Odegard, N., Larson, D., et al. (2009), "Five year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Joumal Supplement Series, 180 (2): 225-245. ΒιΧιν:0803.0732. Bibcode:2009ApJS 180..225. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID 3629998

11. nebedef Solar Systern Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures. NASA. Archived from the original on 2 January 2008.

12. Ab Prša, Andrej; Harmanec, Petr, Torres, Guillermo; et al. (1 August 2016). "NOMINAL VALUES FOR SELECTED SOLAR AND PLANETARY QUANTITIES: IAU 2015 RESOLUTION B3 Astronomical Journal. 152 (2): 41. arXiv:1510.07674 Bipcode:2016AJ 15241P. doi:10.3847/0004-The 6256/152/2/412. ISSN 0004-6256

13. Bonanno, A., Schlatti, H., Paterno, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS", Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115-1118. arXiv:astro-ph/02043312. Bibcode:2002A8A 390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749 S2CID 119436299

14. Connelly, J. N.; Bizzarro, M.; Krot, A. N., Nordlund, A., Wielandt,

D. Ivanova, M. A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 657-655. Bibcode:20125ci 338.6510 doi:10.1126/science.1226979. PMID 23118187 S2CID 21965292. (registration required)

15. Gray, David F. (November 1992). "The Inferred Color Index of the Sun". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 104 (681) 1035-1038. Bibcode:1992PASP 104,10356號 doi:10.1086/133086

16. "The Sur's Vital Statistics". Stanford Solar Center. Archived from the original on 14 October 2012. Retrieved 29 July 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402. Archived from the original on 30 July 2021. Retrieved 12 July 2017

17. Bamhart, R. K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins. p. 776. ISBN 978-0-06-270084-1.

Doctoral degree (Ph.D) 🇹🇭

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 19, 2025, 17 : 02 p.m🇹🇭

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

ดวงอาทิตย์ : Sun

ราศีสิงห์

ขนาดแมกนิจูดv-26.72

ระยะทาง 1.01 AU

เส้นผ่านศูนย์กลาง 31.60' 09h 47m

RA/Dec 59.9s +13° 17' 06.6"

The/Alt281° 02' 42.9"+41° 55' 35.5"

มุมชั่วโมง03ชม. 14นาที 27.9วินาที

RA/ธ.ค. (J2000)09ชม. 46น. 36.2วินาที+13° 24'

12.9"

ชื่อ: ซัน, โซล, โซล, เฮลิออส

คำคุณศัพท์: พลังงานแสงอาทิตย์

ข้อมูลการสังเกต

ระยะทางเฉลี่ยจาก: 1 AU

โลก: 149,600,000 กม. 8 นาที 19 วินาที แสง

ความเร็ว

ความสว่างภาพ: -26.74 (V)

ขนาดสัมบูรณ์ 4.83

การจำแนกสเปกตรัม: G2V

ความเป็นโลหะ: Z = 0.0122

ขนาดเชิงมุม: 0.527-0.545°

ลักษณะของวงโคจร

ระยะทางเฉลี่ยจาก: 24,000 ถึง 28,000 แสง

แกนกลางทางช้างเผือก : ปี

ยุคกาแล็กซี: 225-250 ล้านปี

ความเร็ว: 251 กม./วินาที

โคจรรอบใจกลางกาแลคซี

20 กม./วินาที ถึงย่านดาวฤกษ์

370 กม./วินาที ถึงพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล

ความเอียง: 7.25° (สุริยวิถี) 67.23° (ระนาบกาแล็กซี)

เสด็จขึ้นสู่สวรรค์ทางขวาที่ขั้วโลกเหนือ

286.13° (286° 7' 48")

เดคลิเนชันของขั้วโลกเหนือ: +63.87° (63° 52'

12"น

ระยะเวลาการหมุนของดาวฤกษ์: 25.05 วัน

(เส้นศูนย์สูตร) 34.4 วัน (ขั้วโลก)

ความเร็วในการหมุนที่เส้นศูนย์สูตร

1.997 กม./วินาที

ลักษณะทางกายภาพ

รัศมีเส้นศูนย์สูตร: 695,700 กม.

รัศมีโลก 109 x

การแบนราบ: 0.00005

พื้นที่ผิว: 6.09 x 1012 ตร.กม.

12,000 × โลก

ปริมาตร: 1.412 x 1018 กม³ 1,300,000 x

โลก

มวล: 1.9885 × 1030 กก. 332,950 โลก

ความหนาแน่นเฉลี่ย: 1.408 g/cm³

0.255 × โลก

อายุ: 4.6 พันล้านปี

แรงโน้มถ่วงพื้นผิวเส้นศูนย์สูตร: 274 m/s2

27.9ไป

ปัจจัยโมเมนต์ความเฉื่อย: ≈0.070

ความเร็วหลุดพ้นผิวน้ำ: 617.7 กม./วินาที

55 × โลก

อุณหภูมิ: 15,700,000 K (ศูนย์กลาง)

5,772 K (โฟโตสเฟียร์) 5,000,000 K (โคโรนา)

ความส่องสว่าง: 3.828 x 1026 วัตต์

3.75 x 1028 ประสิทธิภาพ 98 lm/W

สี (B-V) 0.656

ค่าความสว่างเฉลี่ย: 2.009 × 107 W·m-2.sr-1

โฟโตสเฟียร์ 73.46% ไฮโดรเจน

องค์ประกอบโดยมวล: ฮีเลียม 24.85%

ออกซิเจน 0.77%

คาร์บอน 0.29%

ธาตุเหล็ก 0.16%

นีออน 0.12%

ไนโตรเจน 0.09%

ซิลิกอน 0.07%

แมกนีเซียม 0.05%

กำมะถัน 0.04%

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่ตั้งอยู่ใจกลางระบบสุริยะ เป็นดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ทรงกลมเกือบสมบูรณ์แบบ ทำจากพลาสมาร้อน ได้รับความร้อนจนเกิดการเปล่งแสงจากปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ที่แกนกลาง แผ่พลังงานจากพื้นผิวออกมาเป็นแสงที่มองเห็นและรังสีอินฟราเรด โดยมีพลังงาน 10% เป็นรังสีอัลตราไวโอเลต ดวงอาทิตย์เป็นแหล่งพลังงานที่สำคัญที่สุดสำหรับสิ่งมีชีวิตบนโลก ดวงอาทิตย์เป็นที่เคารพนับถือในหลายวัฒนธรรม และเป็นหัวข้อหลักของการวิจัยทางดาราศาสตร์มาตั้งแต่สมัยโบราณ, ดวงอาทิตย์โคจรรอบใจกลางกาแล็กซีที่ระยะห่าง 24,000 ถึง 28,000 ปีแสง ระยะห่างจากโลกกำหนดหน่วยดาราศาสตร์ ซึ่งอยู่ที่ประมาณ 1.496 x 108 กิโลเมตร หรือประมาณ 8 นาทีแสง เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,391,400 กิโลเมตร (864,600 ไมล์) ซึ่งมากกว่าโลกถึง 109 เท่า มวลของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 330,000 เท่าของโลก คิดเป็นประมาณ 99.86% ของมวลทั้งหมดของระบบสุริยะ มวลของชั้นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตย์ หรือที่เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ (~73%) และฮีเลียม (~25%) โดยมีธาตุหนักกว่าในปริมาณที่น้อยกว่ามาก ได้แก่ ออกซิเจน คาร์บอน นีออน และเหล็ก ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท G (G2V) หรือเรียกกันอย่างไม่เป็นทางการว่าดาวแคระเหลือง แม้ว่าแสงของมันจะเป็นสีขาวก็ตาม ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 4.6 พันล้านล้านปีก่อนจากการยุบตัวของสสารเนื่องจากแรงโน้มถ่วงภายในบริเวณเมฆโมเลกุลขนาดใหญ่ สสารส่วนใหญ่รวมตัวกันที่ใจกลาง ส่วนที่เหลือแบนราบเป็นจานโคจรที่กลายเป็นระบบสุริยะ มวลใจกลางร้อนและหนาแน่นมากจนในที่สุดก็เริ่มปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่แกนกลาง ทุก ๆ วินาที แกนกลางของดวงอาทิตย์จะหลอมไฮโดรเจนประมาณ

600 พันล้านกิโลกรัม (kg) ให้เป็นฮีเลียม และเปลี่ยนสสาร 4 พันล้านกิโลกรัมให้เป็นพลังงาน ประมาณ 4 ถึง 7 พันล้านปีนับจากนี้ เมื่อปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจนในแกนกลางของดวงอาทิตย์ลดลงจนถึงจุดที่ดวงอาทิตย์ไม่อยู่ในภาวะสมดุลอุทกสถิตอีกต่อไป แกนกลางของดวงอาทิตย์จะมีความหนาแน่นและอุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างมาก ซึ่งจะทำให้ชั้นนอกขยายตัว และในที่สุดดวงอาทิตย์จะกลายเป็นดาวยักษ์แดง หลังจากช่วงดาวยักษ์แดง แบบจำลองชี้ให้เห็นว่าดวงอาทิตย์จะลอกชั้นนอกออกและกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นสูงและเย็นตัวลง (ดาวแคระขาว) และจะไม่ผลิตพลังงานจากปฏิกิริยาฟิวชันอีกต่อไป แต่จะยังคงเปล่งแสงและปล่อยความร้อนจากการฟิวชันก่อนหน้านี้เป็นเวลาหลายล้านล้านปี หลังจากนั้น มีทฤษฎีว่าดวงอาทิตย์จะกลายเป็นดาวแคระดำที่มีความหนาแน่นสูงมาก ซึ่งปล่อยพลังงานเพียงเล็กน้อย.

นิรุกติศาสตร์ (Etymology)

คำว่า sun ในภาษาอังกฤษมีต้นกำเนิดมาจากคำว่า sunne ในภาษาอังกฤษโบราณ คำที่มีรากศัพท์เดียวกันนี้ปรากฏในภาษาเจอร์แมนิกอื่นๆ ได้แก่ sinne ของฟรีเซียตะวันตก (West Frisian), zon ในภาษาดัตช์ (Dutch zon), Sünn ภาษาเยอรมันต่ำ (Low German Sonne), Sonne ภาษาเยอรมันมาตรฐาน (Standard German Sonne), Sunna ในภาษาบาวาเรีย (Bavarian Sunna), sunna ในภาษานอร์สโบราณ (Old Norse sunna) และ sunnō ในภาษาโกธิก (Gothic sunnō) คำเหล่านี้ล้วนมีรากศัพท์มาจากคำว่า sunnon ในภาษาเจอร์แมนิกดั้งเดิม ซึ่งในท้ายที่สุดแล้วมีความเกี่ยวข้องกับคำว่า sun ในสาขาอื่นๆ ของตระกูลภาษาอินโด-ยูโรเปียน แม้ว่าในกรณีส่วนใหญ่จะพบคำนามที่มี / แทนคำนามที่มี n แทนคำนามที่มี n เช่น ในภาษาละติน söl, ภาษากรีกโบราณ ἥλιος (hellos), ภาษาเวลส์ haul และภาษาเช็ก slunce รวมถึง (*I > r) ในภาษาสันสกฤต स्वर् )svár) และภาษาเปอร์เซีย خور )xvar) แท้จริงแล้ว รากศัพท์ /- ยังคงมีอยู่ในภาษาโปรโตเจอร์แมนิกเช่นเดียวกับ *sõwelan ซึ่งทำให้เกิด sauil แบบโกธิก (ควบคู่ไปกับ sunnő) และ sól ในภาษานอร์สโบราณที่แปลว่า "suna" (ควบคู่ไปกับ sunna ในเชิงกวี) และผ่านรากศัพท์นี้เองที่ทำให้เกิดคำว่า sun ในภาษาสแกนดิเนเวียสมัยใหม่ เช่น ภาษาสวีเดนและเดนมาร์ก sol, ภาษาไอซ์แลนด์ sól เป็นต้น.

คำคุณศัพท์หลักที่ใช้เรียกดวงอาทิตย์ในภาษาอังกฤษคือ sunny ซึ่งหมายถึงแสงอาทิตย์ และในบริบททางเทคนิค คำว่า solar (/'souler/) มาจากภาษาละติน sol ส่วนคำคุณศัพท์หายาก hellac (/'hiliæk/) มาจากภาษากรีก helios ในภาษาอังกฤษ คำภาษากรีกและละตินปรากฏในบทกวีเพื่อเป็นตัวแทนของดวงอาทิตย์ Helios (/hilias/) และ Sol (/sol/) ในขณะที่ในนิยายวิทยาศาสตร์ Sol อาจใช้เพื่อแยกความแตกต่างระหว่างดวงอาทิตย์กับดวงดาวดวงอื่นๆ คำว่า sol ที่เขียนด้วยตัว s ตัวเล็กใช้โดยนักดาราศาสตร์ดาวเคราะห์ตลอดระยะเวลาของวันสุริยะบนดาวเคราะห์ดวงอื่น เช่น ดาวอังคาร สัญลักษณ์ทางดาราศาสตร์ของดวงอาทิตย์คือวงกลมที่มีจุดตรงกลาง ใช้แทนหน่วยต่างๆ เช่น Me (มวลสุริยะ), Ro (รัศมีสุริยะ) และ Lo (ความส่องสว่างสุริยะ) การศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับดวงอาทิตย์เรียกว่า hellology.

ลักษณะทั่วไป (General characteristics)

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท G ซึ่งมีมวลประมาณ 99.86% ของระบบสุริยะ มีค่าความสว่างสัมบูรณ์ +4.83 ซึ่งประเมินว่าสว่างกว่าดาวฤกษ์ประมาณ 85% ในทางช้างเผือก ซึ่งส่วนใหญ่เป็นดาวแคระแดง มีมวลมากกว่าดาวฤกษ์ 95% ในระยะ 7 พาร์เซก (23 ปีแสง) ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ประเภท Population I หรือดาวฤกษ์ที่มีธาตุหนักมาก การก่อตัวของดวงอาทิตย์เมื่อประมาณ

4.6 พันล้านปีก่อนอาจเกิดจากคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้เคียงอย่างน้อยหนึ่งแห่ง สิ่งนี้ชี้ให้เห็นจากความอุดมสมบูรณ์ของธาตุหนักในระบบสุริยะ เช่น ทองคำและยูเรเนียม เมื่อเทียบกับความอุดมสมบูรณ์ของธาตุเหล่านี้ในสิ่งที่เรียกว่า Population II หรือดาวฤกษ์ที่มีธาตุหนักน้อย ธาตุหนักเหล่านี้น่าจะเกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์แบบดูดความร้อนระหว่างซูเปอร์โนวา หรือจากการเปลี่ยนแปลงผ่านการดูดกลืนนิวตรอนภายในดาวฤกษ์รุ่นที่สองที่มีมวลมาก

ดวงอาทิตย์เป็นวัตถุที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้าของโลก โดยมีค่าความสว่างปรากฏที่ -26.74 ซึ่งสว่างกว่าดาวฤกษ์ที่สว่างรองลงมาอย่างดาวซิริอุส ซึ่งมีความสว่างปรากฏที่ -1.46 ประมาณ 13 พันล้านเท่า

หนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ (ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 93 ล้านไมล์) ถูกกำหนดให้เป็นระยะทางเฉลี่ยระหว่างศูนย์กลางของดวงอาทิตย์และโลก ระยะทางขณะหนึ่งจะแปรผันประมาณ ± 2.5 ล้านกิโลเมตร (1.6 ล้านไมล์) ขณะที่โลกเคลื่อนที่จากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดประมาณวันที่ 3 มกราคม ไปยังจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดประมาณวันที่ 4 กรกฎาคม ที่ระยะทางเฉลี่ย แสงเดินทางจากขอบฟ้าของดวงอาทิตย์ไปยังขอบฟ้าของโลกใช้เวลาประมาณ 8 นาที 20 วินาที ในขณะที่แสงจากจุดที่ใกล้ที่สุดของดวงอาทิตย์และโลกใช้เวลาน้อยกว่าประมาณสองวินาที พลังงานของแสงอาทิตย์นี้ค้ำจุนสิ่งมีชีวิตเกือบทั้งหมดบนโลกด้วยการสังเคราะห์แสง และเป็นตัวกำหนดสภาพภูมิอากาศและภูมิอากาศของโลก.

ดวงอาทิตย์ไม่มีขอบเขตที่แน่นอน แต่ความหนาแน่นจะลดลงแบบเลขชี้กำลังเมื่อความสูงเหนือโฟโตสเฟียร์เพิ่มขึ้น สำหรับวัตถุประสงค์ในการวัด รัศมีของดวงอาทิตย์ถือเป็นระยะทางจากศูนย์กลางไปยังขอบของโฟโตสเฟียร์ ซึ่งเป็นพื้นผิวที่มองเห็นของดวงอาทิตย์ ความกลมของดวงอาทิตย์คือความแตกต่างสัมพัทธ์ระหว่างรัศมีที่เส้นศูนย์สูตร (Req) และที่ขั้ว (Rpot) ซึ่งเรียกว่าความโค้งมน ค่านี้วัดได้ยาก ความบิดเบี้ยวของบรรยากาศหมายความว่าการวัดจะต้องทำบนดาวเทียม ค่านี้มีค่าน้อยมาก หมายความว่าต้องใช้เทคนิคที่แม่นยำมาก.

ครั้งหนึ่งเคยมีการเสนอว่าความเอียงของดวงอาทิตย์นั้นเพียงพอที่จะอธิบายการเคลื่อนตัวของดวงอาทิตย์ที่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด แต่ไอน์สไตน์เสนอว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปสามารถอธิบายการเคลื่อนตัวของดวงอาทิตย์ได้โดยใช้ดวงอาทิตย์ที่มีรูปร่างทรงกลม เมื่อมีการวัดความเอียงของดวงอาทิตย์ที่มีความแม่นยำสูงผ่านหอสังเกตการณ์พลวัตสุริยะและดาวเทียมพิการ์ด ค่าที่วัดได้กลับต่ำกว่าที่คาดไว้ คือ 43.8.2 x 106 หรือ 8 ส่วนในล้านส่วน การวัดเหล่านี้ระบุว่าดวงอาทิตย์เป็นวัตถุธรรมชาติที่ใกล้เคียงกับทรงกลมสมบูรณ์ที่สุดเท่าที่เคยพบเห็น

ค่าความแบนจะคงที่โดยไม่ขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงของรังสีดวงอาทิตย์

ผลกระทบจากแรงน้ำขึ้นน้ำลงของดาวเคราะห์มีน้อยและไม่ส่งผลต่อรูปร่างของดวงอาทิตย์มากนัก.

การหมุนของแสงอาทิตย์

(Rotation of the sun)

ดวงอาทิตย์หมุนรอบตัวเองเร็วกว่าที่ขั้วโลก การหมุนที่แตกต่างกันนี้เกิดจากการเคลื่อนที่แบบพาความร้อนเนื่องจากการถ่ายเทความร้อน และแรงโคริโอลิสอันเนื่องมาจากการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์ ในกรอบอ้างอิงที่กำหนดโดยดวงดาวต่างๆ คาบการหมุนรอบตัวเองอยู่ที่ประมาณ 25.6 วันที่เส้นศูนย์สูตร และ 33.5 วันที่ขั้วโลก เมื่อมองจากโลกขณะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ คาบการหมุนรอบตัวเองที่ปรากฏของดวงอาทิตย์ที่เส้นศูนย์สูตรอยู่ที่ประมาณ 28 วัน เมื่อมองจากจุดที่อยู่เหนือขั้วโลกเหนือ ดวงอาทิตย์จะหมุนทวนเข็มนาฬิการอบแกนหมุน.

จากการสำรวจดาวเคราะห์ที่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์ พบว่าดวงอาทิตย์ในยุคแรกหมุนเร็วกว่าปัจจุบันถึงสิบเท่า ซึ่งจะทำให้พื้นผิวมีการเคลื่อนไหวมากขึ้น มีการแผ่รังสีเอกซ์และรังสียูวีมากขึ้น จุดดับบนดวงอาทิตย์น่าจะปกคลุมพื้นผิวประมาณ 5-30% อัตราการหมุนรอบตัวเองค่อยๆ ช้าลงเนื่องจากการเบรกของแม่เหล็ก เนื่องจากสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์มีปฏิสัมพันธ์กับลมสุริยะที่พัดพาออกไป ยังคงมีร่องรอยของการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วนี้หลงเหลืออยู่ที่แกนกลางของดวงอาทิตย์ ซึ่งหมุนด้วยอัตราหนึ่งรอบต่อสัปดาห์ ซึ่งมากกว่าอัตราการหมุนรอบตัวเองเฉลี่ยถึงสี่เท่าของพื้นผิว.

องค์ประกอบ (Component)

โมเลกุลในดวงดาว (Molecules in stars)

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยธาตุหลัก ได้แก่ ไฮโดรเจนและฮีเลียม ในช่วงเวลานี้ของอายุขัยของดวงอาทิตย์ ธาตุเหล่านี้มีสัดส่วน 74.9% และ 23.8% ของมวลดวงอาทิตย์ในชั้นโฟโตสเฟียร์ตามลำดับ ธาตุที่หนักกว่าทั้งหมด ซึ่งในทางดาราศาสตร์เรียกว่า เมไทส์ มีสัดส่วนน้อยกว่า 2% ของมวลดวงอาทิตย์ โดยออกซิเจน (ประมาณ 1% ของมวลดวงอาทิตย์) คาร์บอน (0.3%) นีออน (0.2%) และเหล็ก (0.2%) เป็นธาตุที่มีมากที่สุด.

องค์ประกอบทางเคมีดั้งเดิมของดวงอาทิตย์

(The original chemical composition of the sun)

ได้รับการถ่ายทอดมาจากสสารระหว่างดวงดาวที่มันก่อตัวขึ้น เดิมทีจะมีไฮโดรเจนประมาณ 71.1% ฮีเลียม 27.4% และธาตุหนักกว่า 1.5% ไฮโดรเจนและฮีเลียมส่วนใหญ่ในดวงอาทิตย์น่าจะเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของบิ๊กแบงในช่วง 20 นาทีแรกของจักรวาล และธาตุหนักกว่านั้นถูกผลิตโดยดาวฤกษ์รุ่นก่อนๆ ก่อนที่ดวงอาทิตย์จะก่อตัวขึ้น และแพร่กระจายเข้าสู่สสารระหว่างดวงดาวในช่วงสุดท้ายของชีวิตดาวฤกษ์และจากเหตุการณ์ต่างๆ เช่น ซูเปอร์โนวา นับตั้งแต่ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้น กระบวนการฟิวชันหลักเกี่ยวข้องกับการหลอมไฮโดรเจนเป็นเฮลลัม ในช่วง 4.6 พันล้านปีที่ผ่านมา ปริมาณฮีเลียมและตำแหน่งภายในดวงอาทิตย์ค่อยๆ เปลี่ยนแปลงไป สัดส่วนของฮีเลียมภายใน

แกนหลักเพิ่มขึ้นจากประมาณ 24%

เปลี่ยนแปลงไป สัดส่วนของฮีเลียมภายในประมาณ 60% เกิดจากการหลอมรวม และฮีเลียมและธาตุหนักบางส่วนได้ตกตะกอนจากโฟโตสเฟียร์ไปยังใจกลางดวงอาทิตย์เนื่องจากแรงโน้มถ่วง สัดส่วนของธาตุหนักกว่าไม่เปลี่ยนแปลง ความร้อนถูกถ่ายเทออกจากแกนกลางของดวงอาทิตย์โดยการแผ่รังสี ไม่ใช่การพาความร้อน (ดูเขตการแผ่รังสีด้านล่าง) ดังนั้นผลผลิตจากการหลอมรวมจึงไม่ถูกยกตัวออกโดยความร้อน แต่ยังคงอยู่ในแกนกลาง และค่อยๆ เริ่มก่อตัวเป็นแกนกลางชั้นในของเฮลลัม ซึ่งไม่สามารถหลอมรวมได้ เนื่องจากแกนกลางของดวงอาทิตย์ในปัจจุบันยังไม่ร้อนหรือมีความหนาแน่นเพียงพอที่จะหลอมรวมฮีเลียม ในโฟโตสเฟียร์ปัจจุบัน สัดส่วนของฮีเลียมลดลง และความเป็นโลหะมีเพียง 84%

ของช่วงก่อนเกิดดาวฤกษ์ (ก่อนที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ในแกนกลาง) ในอนาคต ฮีเลียมจะยังคงสะสมตัวอยู่ในแกนกลางต่อไป และในอีกประมาณ 5 พันล้านปี การค่อยๆ สะสมตัวนี้จะส่งผลให้ดวงอาทิตย์หลุดออกจากลำดับหลักและกลายเป็นดาวยักษ์แดงในที่สุด.

โดยทั่วไปแล้ว องค์ประกอบทางเคมีของโฟโตสเฟียร์ถือเป็นตัวแทนขององค์ประกอบของระบบสุริยะยุคแรกเริ่ม โดยทั่วไป ปริมาณธาตุหนักของดวงอาทิตย์ที่อธิบายไว้ข้างต้นจะถูกวัดโดยใช้สเปกโทรสโกปีของโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ และโดยการวัดปริมาณธาตุหนักในอุกกาบาตที่ไม่เคยถูกทำให้ร้อนถึงอุณหภูมิหลอมละลาย เชื่อกันว่าอุกกาบาตเหล่านี้ยังคงรักษาองค์ประกอบของดวงอาทิตย์ก่อนเกิดดาวฤกษ์ไว้ จึงไม่ได้รับผลกระทบจากการตกตะกอนของธาตุหนัก โดยทั่วไปแล้ว ทั้งสองวิธีนี้สอดคล้องกัน.

-

-

ปริญญาเอก

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : รัชรินทร์ดา เตชะประสาน🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา, กระบี่

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย🇹🇭

เรียบเรียงบทความ ภาษาไทย, อังกฤษ

โดย : รัชรินทร์ดา เตชะประสาน🇹🇭

เคลียร์มิลลี่8888🇹🇭

ประเทศไทย2568🇹🇭

19 สิงหาคม 2568, 17 : 02 น.🇹🇭

#StellariumThailand🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

#KingRama10NumberOneInTheWorld👑🇹🇭

#QueenOfTheUniverse🇹🇭

#Klearmilly8888🇹🇭

https://www.facebook.com/share/v/1JuHKkkRNs/