Glossary  คำศัพท์ที่สำคัญ

 

Aurora     แสงเหนือ - แสงใต้

เป็นปรากฏการณ์ที่ปรากฏเป็นแนวแสงสว่างสีต่างๆ บนท้องฟ้ายามค่ำคืน รูปร่างคล้ายกับม่าน และมีการเปลี่ยนแปลงรูปร่างอย่างรวดเร็ว แสงเหนือ - แสงใต้ มักเกิดขึ้นในบริเวณที่ละติจูดสูง เช่น บริเวณใกล้ขั้วโลกเหนือ ที่เรียกว่า แสงเหนือ (aurora borealis) และบริเวณใกล้ขั้วโลกใต้ ที่เรียกว่า แสงใต้ (aurora australis) และอยู่ในระดับความสูงตั้งแต่ 80 - 1,000 กิโลเมตร เหนือพื้นดิน

แสงเหนือ - แสงใต้ เกิดจากอนุภาคในอวกาศที่มีประจุผ่านเข้ามาในชั้นบรรยากาศของโลก แล้วทำให้ก๊าซที่อยู่ในชั้นบรรยากาศเกิดการแตกตัวและปลดปล่อยพลังงานในรูปของแสง ซึ่งจะให้แสงสีที่มีลักษณะเฉพาะที่แตกต่างกัน ขึ้นอยู่กับชนิดของก๊าซที่เกิดการแตกตัว โดยที่ออกซิเจนจะให้แสงสีเขียวหรือสีแดง ไนโตรเจนให้สีน้ำเงินหรือสีแดง ฮีเลียมให้สีฟ้าและสีชมพู ดังนั้นแสงสีต่างๆ ที่มองเห็นได้ จึงเกิดจากสีเหล่านี้หรือเกิดการผสมจนเป็นสีที่แปลกไป

การปรากฏของแสงเหนือ - แสงใต้ นี้ มีความสัมพันธ์กับปรากฏการณ์หรือกิจกรรมบนดวงอาทิตย์ เช่น การปะทุที่ผิวดวงอาทิตย์ วัฏจักรของดวงอาทิตย์ การหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงของสนามแม่เหล็กเนื่องจากลมสุริยะ การเปลี่ยนแปลงของสนามแม่เหล็กโลก ฯลฯ ซึ่งจะมีโอกาสเกิดแสงเหนือ - แสงใต้ เพิ่มขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์มีกิจกรรมมากขึ้น

คลิกที่นี่  เพื่อความรู้เพิ่มเติม

Coronal Mass Ejection  การปล่อยก้อนมวลจากดวงอาทิตย์

เป็นปรากฏการณ์ที่ดวงอาทิตย์มีการปลดปล่อยมวลออกมา อนุภาคไฟฟ้าพลังงานสูงจะถูกปลดปล่อยออกมาด้วความเร็วสูงนับพันกิโลเมตรต่อวินาที  ปรากฏการณ์ coronal mass ejection นี้มักจะเกิดร่วมกับ solar flare หรือ prominence (เป็นปรากฏการณ์คล้ายเปลวไฟบนดวงอาทิตย์) แต่ในบางครั้งอาจจะเกิด coronal mass ejection ขึ้นเดี่ยวๆ โดยไม่เกิด solar flare หรือ prominence ขึ้นด้วยก็ได้

สำหรับสาเหตุของ CME นั้นยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่มีบาง model ที่สามารถจะอธิบายปรากฏการณ์นี้ได้ดีพอสมควร  เริ่มจาก สนามแม่เหล็กแบบคู่ขั้วจาก sunspot ขยายตัวออกไปใน corona  จากนั้นสนามแม่เหล็กทั้งสองขั้วจะเคลื่อนเข้าหากันอีกครั้ง จุดที่สนามแม่เหล็กเคลื่อนเข้าหากันจะค่อยๆ ลอยสูงขึ้นและขับให้มวลส่วนหนึ่งของดวงอาทิตย์หลุดออกมาด้วย

Cosmic Rays  รังสีคอสมิก

เป็นอนุภาคพลังงานสูงจากอวกาศภายนอกโลก ที่มีพลังงานในระดับ 103 - 1020 eV โดยอนุภาคเหล่านี้ เป็นอนุภาคที่มีประจุหรือเป็นกลางทางไฟฟ้าก็ได้ เช่น อิเล็กตรอน โปรตอน ไฮโดรเจน อัลฟา นิวคลีออนของทุกธาตุ

แหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิกนี้มีด้วยกันหลายแหล่ง และทำให้เกิดพลังงานที่ต่างๆ กันออกไป เช่น ที่ดวงอาทิตย์ ซูเปอร์โนวา หลุมดำ ฯลฯ

โดยรังสีคอสมิกจะมีผลต่อโลกโดยตรง เช่น การเกิดอันตรายต่อดาวเทียมและมนุษย์ในอวกาศ การเกิดการเตือนรังสีในเครื่องบินโดยสาร การเกิดแสงเหนือแสงใต้ การเกิดกระแสไฟฟ้าขัดข้องในหม้อแปลงโรงผลิตไฟฟ้าในบางประเทศ ผลกระทบต่อโลกเหล่านี้เป็นผลที่เรียกรวมๆ ว่า สภาพอวกาศ (space whether)

Forbush Decrease   การลดลงแบบฟอร์บุช

เป็นการลดลงของปริมาณอนุภาครังสีคอสมิกที่มาจากกาแลกซี่ ที่บริเวณโลก หรือบริเวณอื่นในระบบสุริยะ เกิดขึ้นเมื่อ CMEs จากดวงอาทิตย์ เคลื่อนที่ออกมาสู่ตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ พร้อมกับคลื่นกระแทก ซึ่งก่อให้เกิดมีการเปลี่ยนแปลงสนามแม่เหล็ก และ ความหนาแน่นของตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ เมื่อ CMEs และคลื่นกระแทกเคลื่อนที่มาถึงโลก การเปลี่ยนแปลงดังกล่าวก่อให้เกิดการกระเจิงของอนุภาครังสีคอสมิกออกไปจากโลก เหตุการณ์นี้ค้นพบในปี 1938 โดย Scott Ellsworth Forbush นักฟิสิกส์ธรณี ชาวอเมริกัน

Interplanetary Magnetic Field (IMF)  สนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์

ดวงอาทิตย์ของเราประกอบไปด้วยพลาสมาร้อนและสนามแม่เหล็กเป็นวงเข้าและออกตามผิวของดวงอาทิตย์ บางแห่งบนผิวดวงอาทิตย์แรง พลาสมาจะถูกกักไว้ในสนามแม่เหล็กวงปิด แต่ถ้าหากว่าความดันของพลาสมาแรงกว่าแรงแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กอ่อนจะถูกดึงออกมาพร้อมพลาสมา พลาสมาที่ไหลออกจากดวงอาทิตย์เรียกว่า “ลมสุริยะ” และเราเรียกสนามแม่เหล็กที่ถูกลากออกมาว่า “สนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์”

เนื่องจากดวงอาทิตย์มีการหมุนรอบตัวเองทุกๆ 27 วัน ทำให้สนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์มีลักษณะเป็นรูปเกลียวก้นหอย (Archemedian spiral) เสมือนกับลำน้ำจากเครื่องฉีดน้ำที่หมุนรอบตัวเอง บวกกับการที่ลมสุริยะมีความแปรปรวน (turbulent) อยู่ตลอดเวลาจึงทำให้สนามแม่เหล็กมีลักษณะแปรปรวนตามไปด้วย รูปข้างล่างแสดงถึงโครงสร้างของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์และลมสุริยะ

Neutron Monitor  สถานีตรวจวัดนิวตรอน

        เป็นเครื่องมือที่ใช้ในการตรวจวัดนิวตรอนพลังงานสูงที่มาจากนอกโลก คลิ้กที่นี่สำหรับข้อมูลเพิ่มเติม

Solar Cycle   วัฏจักรสุริยะ

เกิดจากการที่จำนวน Sunspot บนดวงอาทิตย์จะมีจำนวนไม่แน่นอน แต่ความแปรผันของจำนวน Sunspot นี้จะวนเป็นคาบที่ค่อนข้างสม่ำเสมอโดยจะอยู่ในช่วงระยะเวลาประมาณ 8-16 ปี และมีค่าเฉลี่ยประมาณ 11 ปี ถ้านำจำนวนจุดต่อเวลามาทำเป็นแผนภูมิ โดยให้จำนวนจุดเป็นแกนตั้ง และเวลาเป็นแกนนอน จะได้รูปกราฟเป็นรูปคล้ายภูเขาต่อกันเป็นช่วง ๆ โดยตีนเขาในแต่ละช่วงจะเป็นช่วงที่มี Sunspot ต่ำที่สุด หรือ Solar Minimum ส่วนที่เป็นยอดเขาจะเป็นส่วนที่มี Sunspot มากที่สุด หรือ Solar Maximum และมี Solar Activity สูงที่สุดด้วย และยิ่งถ้าคำนึงถึงตำแหน่งที่ Sunspot ปรากฏบนดวงอาทิตย์ด้วยและนำมาทำเป็นแผนภูมิ จะพบว่าแผนภูมิที่ได้จะเป็นรูปคล้ายผีเสื้อ เรียกว่าแผนภูมิผีเสื้อ (Butterfly Diagram) จากแผนภูมิที่ได้ เป็นที่น่าสังเกตว่า Sunspot จะเกิดที่บริเวณ 35° จากเส้นศูนย์สูตรเป็นส่วนใหญ่ และจะค่อย ๆ เคลื่อนเข้าสู่เส้นศูนย์สูตร

Solar Flare   การประทุที่ดวงอาทิตย์

เป็นการระเบิดรุนแรงบนชั้น Chromosphere เกิดขึ้นบริเวณที่มี Sunspot ซึ่งเป็นบริเวณที่เป็นขั้วของสนามแม่เหล็กแบบคู่ขั้ว Solar Flare ให้พลังงานสูงมาก (ประมาณว่าเท่ากับระเบิดไฮโดรเจนขนาด 100 เมกกะตันจำนวน 1 ล้านลูกรวมกัน) เนื่องจาก Solar Flare มีพลังงานสูงมาก การส่งพลังงานออกมามักอยู่ในย่านความถี่ของอัลตราไวโอเลตและรังสีเอ็กซ์ จึงสังเกตได้ยากภายใต้ย่านความถี่ของแสงขาว แต่เห็นได้ชัดเจนในย่านความยาวคลื่นที่ได้กล่าวมาแล้ว อุณหภูมิของ Solar Flare จะสูงหลายล้านเคลวิน และส่งอนุภาคประจุไฟฟ้าที่มีพลังงานสูงกว่าปรกติออกมาอย่างมากมาย เกิดเป็นลมสุริยะที่มีกำลังแรงผิดปรกติ จนสามารถเรียกได้ว่าเป็นพายุสุริยะ (Solar Storm) โดยปกติการปะทุที่ดวงอาทิตย์นี้จะพบในบริเวณ active regions ที่มีกลุ่มของจุดมืด (sunspot) อยู่ อย่างไรก็ตาม การปะทุที่อยู่ห่างจาก active regions หรือ กลุ่มจุดมืด ก็อาจเกิดขึ้นได้ ซึ่งมันเกิดจากการหายไปอย่างรวดเร็วของฟิลาเมนท์มืดบนดวงอาทิตย์ เราเรียกการปะทุแบบนี้ว่าไฮเดอร์แฟลร์ (Hyder flare) ลักษณะเฉพาะของไฮเดอร์แฟลร์คือ มันจะสว่างช้ากว่าการปะทุทั่วไปที่เกิดในบริเวณ active regions โดยมันจะใช้เวลาในการสว่างเต็มที่ประมา๊ณ 30-60 นาที และอาจอยู่นานถึงหลายชั่วโมง แม้ว่าบางครั้งมันจะมีขนาดใหญ่ แต่มันมีความหนาแน่นต่ำ โดยปกติไฮเดอร์แฟลร์จะไม่เกี่ยวข้องกับการปลดปล่อยอนุภาคพลังงานสูง และการรบกวนสนามแม่เหล็กโลก (เราตีความว่ามันก็จะไม่ค่อยพบร่วมกับการเกิด CME) แต่ก็ไม่เสมอไป เคยมีการพบไฮเดอร์แฟลร์ (2N/M1) เกิดร่วมกับ CME เมื่อ 12 กันยายน ค.ศ. 2000

Solar Physics   ฟิสิกส์สุริยะ

การศึกษาสมบัติทางฟิสิกส์ของดวงอาทิตย์และปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับดวงอาทิตย์ เช่นองค์ประกอบ ปริมาณและสัดส่วนของดวงอาทิตย์และบรรยายกาศ จุดและการเกิดจุด สนามแม่เหล็กปละความสัมพันธ์ การแผ่รังสีและอนุภาคจากดวงอาทิตย์ การขนส่งอนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์ เป็นต้น

Solar System ระบบสุริยะ

ระบบที่ประกอบด้วยดวงอาทิตย์และสสารภายในฮีลิโอพอส์ (heliopause) รวมถึง ดาวเคราะห์ 9 ดวงที่เรียกว่า ดาวพุธ, ดาวศุกร์, โลก, ดาวอังคาร, ดาวพฤหัสบดี, ดาวเสาร์, ดาวยูเรนัส, ดาวเนปจูน และดาวพลูโต ตามลำดับจากระยะห่างจากดวงอาทิตย์

นอกจากนี้ระบบสุริยะยังรวมถึงดาวบริวารของดาวเคราะห์ กลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่ส่วนใหญ่อยู่ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี กลุ่มของดาวหางที่วางตัวเป็นรูปเข็มขัดรอบดาวอาทิตย์มีวงโคจรใกล้เคียงกับวงโคจรดาวพลูโต (Trans-Neptunian Objects, TNO หรืออาจเรียกว่า Kuiper Belt) และกลุ่มของดาวหางที่เป็นกลุ่มเมฆที่ไกลออกไป (Oort Cloud) อีกด้วย

Solar Wind   ลมสุริยะ

มีกำเนิดมาจากส่วนที่เป็น corona ของดวงอาทิตย์ โดย corona จะเป็นส่วนที่มีอุณหภูมิสูงมาก ทำให้ corona เองค่อยๆ ขยายตัวออกเรื่อยๆ จนในที่สุดอนุภาคต่างๆ ที่อยู่ใน corona ก็จะหลุดพ้นออกมาจากแรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ เกิดเป็นกระแสธารของอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าไหลออกจากดวงอาทิตย์ เรียกว่า ลมสุริยะ (solar wind)

เนื่องจากลมสุริยะเป็นอนุภาคที่มีประจุจึงถูกดักจับให้เคลื่อนที่ไปตามเส้นสนามแม่เหล็กที่ออกมาจากดวงอาทิตย์ สำหรับอัตราเร็วของลมสุริยะนั้นจะขึ้นกับละติจูด (latitude) ที่ลมสุริยะนั้นเกิดขึ้นมา โดยลมสุริยะเกิดที่บริเวณใกล้ๆ ขั้วเหนือและใต้ของดวงอาทิตย์ จะมีอัตราเร็วสูงกว่าลมสุริยะที่เกิดที่บริเวณใกล้ๆ เส้นศูนย์สูตร โดยเฉพาะลมสุริยะที่ออกมาจาก coronal holes (ซึ่งมักจะอยู่บริเวณขั้วของดวงอาทิตย์) จะมีอัตราเร็วและความรุนแรงมากที่สุด โดยเฉลี่ยลมสุริยะจะมีอัตราเร็วเฉลี่ยประมาณ 300 กิโลเมตรต่อวินาที ที่ระยะทางเป็น 30 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และเมื่อมาถึงโลกลมสุริยะจะมีอัตราเร็วเฉลี่ยประมาณ 400 กิโลเมตรต่อวินาที

การเร่งอัตราเร็วของลมสุริยะนี้เพิ่งเป็นที่เข้าใจกับเมื่อปี ค.ศ. 1998 นี้เอง เมื่อยานอวกาศโซโฮ (SOHO Spacecraft) และดาวเทียมสปาร์ตัน (Spartan Satellite) ได้ตรวจพบว่าสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์มีการกระเพื่อมอยู่ตลอดเวลา ซึ่งอาจจะเป็นสาเหตุของการเร่งอัตราเร็วของลมสุริยะก็ได้

Shock  คลื่นกระแทก

คลื่นกระแทก (shock) คือ บริเวณที่เกิดความไม่ต่อเนื่องของของไหล จะเกิดขึ้นเมื่อของไหล ไหลไปชนกับอุปสรรคหรือไหลชนกันเอง ด้วยความเร็วสัมพัทธ์ที่มากกว่าความเร็วเสียงในของไหลนั้น เราเรียกของไหลส่วนที่กำลังไหลเข้าหาคลื่นกระแทกว่า “upstream” และเรียกของไหลส่วนที่ไหลผ่านคลื่นกระแทกมาแล้วว่า “downstream”

Shock Acceleration  การเร่งอนุภาคที่คลื่นกระแทก

การเร่งอนุภาคที่คลื่นกระแทก (shock acceleration) คือ กระบวนการหลักที่ทำให้อนุภาครังสีคอสมิก (cosmic rays) มีพลังงานสูง 

ปัจจุบันเชื่อว่าอนุภาครังสีคอสมิกที่มาจากนอกระบบสุริยะส่วนใหญ่ได้ถูกเร่งให้มีพลังงานสูงที่บริเวณคลื่นกระแทก (shock) ที่เกิดขึ้นหลังจากการระเบิดของ supernova 

สำหรับในระบบสุริยะอนุภาครังสีคอสมิกก็ถูกเร่งให้มีพลังงานสูงที่คลื่นกระแทกเช่นกัน ซึ่งจะมีหลายชนิดเช่น คลื่นกระแทกที่เกิดขึ้นเนื่องจาก CME (Coronal Mass Ejection), คลื่นกระแทกที่ CIR (Corotating Interaction Region) และคลื่นกระแทกที่ขอบของระบบสุริยะ (termination shock) เป็นต้น

SEP (Solar Energetic Particles)  อนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์

คือ อนุภาคมีประจุซึ่งถูกเร่งให้มีพลังงานสูงจากพายุสุริยา โดยมักเป็นการเกิดที่ผิวดวงอาทิตย์ (solar flare) และบางครั้งมีมวลสารหลุดออกมาจากชั้นโคโรนาด้วย (coronal mass ejection: CME) ซึ่งเมื่ออนุภาคพลังงานสูงนี้เดินทางมาใกล้โลกจะมีผลต่อ "สภาพอวกาศ" (space weather) ซึ่งจะมีผลต่อระบบการสื่อสาร, การผลิตกระแสไฟฟ้า, ฯลฯ SEP ถือเป็นรังสีคอสมิก (cosmic rays) ชนิดหนึ่ง ซึ่งเป็นทั้งส่วนประกอบที่สำคัญและตัวบ่งชี้ถึงสภาพอวกาศ

Sun              ดวงอาทิตย์

ดวงอาทิตย์ คือ ดาวฤกษ์ที่เป็นศูนย์กลางของระบบสุริยะ ล้อมรอบมีดาวเคราะห์ ดาวหาง และดาวเคราะห์น้อย (asteroids) ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ธรรมดาที่อยู่บนเส้นซีเควนซ์ และมีอุณหภูมิผิว »5780  เคลวิน ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยพลาสมา (plasma) หรือก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนกับอิเล็กตรอนแล้ว ที่ใจกลางดวงอาทิตย์มีความหนาแน่นสูง และมีความหนาแน่นลดลงเมื่อออกจากใจกลางสู่ผิวของดาว แหล่งพลังงานของดวงอาทิตย์คือ ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่ไฮโดรเจนรวมตัวเป็นฮีเลียม เรียกว่า ปฏิกิริยาลูกโซ่ หรือ p-p chain reaction ซึ่งเกิดขึ้นที่ใจกลางดวงอาทิตย์ ถัดจากใจกลาง (core) จะเป็นชั้นแผ่รังสี (radiative zone) ซึ่งเป็นชั้นที่โฟตอนพลังงานสูงที่เกิดจากปฏิกิริยาฟิวชั่นชนกับอิเล็กตรอนและไอออน ซึ่งจะมีการแผ่รังสีทั้งแสงและพลังงานความร้อน ถัดจากชั้นแผ่รังสีเป็นชั้นพาความร้อน (convective zone) ซึ่งเป็นชั้นที่พลาสมาไหลวน และถ่ายเทพลังงานให้ชั้นโฟโตสเฟียร์ (photosphere) มีความหนาไม่เกิน 3.5 x105 m ชั้นที่อยู่เหนือ photosphere คือ โครโมสเฟียร์ (chromosphere) และโคโรนา (corona) ซึ่งมีอุณหภูมิ 1 ถึง 4 ล้านเคลวิน เนื่องจากความหนาแน่นเบาบางมากทำให้มันเคลื่อนไหวไปมาได้ แล้ว solar corona ขยายตัวออกมาภายนอกและกลายเป็นลมสุริยะ สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์เกิดจากไดนาโมภายในดวงอาทิตย์

Sunspot       จุดมืดบนดวงอาทิตย์

จุดมืดบนดวงอาทิตย์ อยู่ที่ผิวของดวงอาทิตย์หรือชั้นบรรยากาศโฟโตสเฟียร์ เกิดเป็นครั้งคราว และปรากฏตัวเป็นกลุ่ม (เรียกว่า sunspot group หรือ active region) จุดมืดเคลื่อนที่ตามที่ดวงอาทิตย์หมุนรอบตัวเอง ทำให้เราทราบว่าดวงอาทิตย์หมุนรอบหนึ่งทุกๆ 27 วัน อุณหภูมิบนพื้นผิวลดลง อุณหภูมิที่ศูนย์กลางของจุดเหล่านี้จะประมาณ 4000 K จำนวนจุดมืดบนดวงอาทิตย์ เปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่องในวัฏจักร 11 ปี (sunspot cycle หรือ solar cycle) โดยมีจำนวนมากที่สุด (solar maximum) เมื่อปี 2544 รอบหนึ่ง จุดมืดเกิดจากสนามแม่เหล็กสูงที่โพล่ออกมาจากผิวดวงอาทิตย์ ทำให้ปรากฏการณ์การปะทุ (solar flare) และพายุสุริยะที่รุนแรง เกิดจากบริเวณจุดมืดเสมอ สภาพอวกาศจึงตามวัฏจักร 11 ปีนั้นเช่นกัน

 

[home] [about us] [staff members] [alumni] [news] [articles & presentations] [research papers] [Princess Sirindhorn neutron monitor] [FAQs] [glossary] [links] [contact us]