နေ

ဝီကီပီးဒီးယား မှ
ဤနေရာသို့သွားရန် - အ​ညွှန်း​, ရှာဖွေရန်
The Sun Sun symbol.svg
Sun white.jpg
နေအား တယ်လီစကုပ်ဖြင့် မြင်ရပုံ
လေ့လာရေး အချက်အလက်
ကမ္ဘာမြေမှ အကွာအဝေး 1 au၁.496×10 km
8 min 19 s at light speed
အမြင်တောက်ပမှု (V) −26.74[၁]
ပကတိ အရွယ်အစား 4.83[၁]
ရောင်စဉ် ခွဲခြားမှု G2V[၂]
သတ္တုကြွယ်ဝမှု Z = 0.0122[၃]
ထောင့်ဖြတ်အရွယ်အစား 31.6–32.7 minutes of arc[၄]
Adjectives Solar
ပတ်လမ်း ဂုဏ်သတ္တိ
နဂါးငွေ့တန်းဗဟိုမှ အကွာအဝေး ≈ ၂.7×10၁၇ km
၂၇၂၀၀  အလင်းနှစ်
ဂယ်လက်တစ် ကာလ (2.25–2.50)×10 yr
အလျင် ≈ ၂၂၀ km/s (orbit around the center of the Milky Way)
≈ ၂၀ km/s (relative to average velocity of other stars in stellar neighborhood)
≈ ၃၇၀ km/s[၅] (relative to the cosmic microwave background)
ရုပ်ပိုင်း ဂုဏ်သတ္တိများ
အီကွေတာ အချင်းဝက် 695,700 km[၆]
109 × Earth[၇]
အီကွေတာ လုံးဝန်းမှု ၄.379×10 km[၇]
109 × Earth[၇]
ပြားချပ်မှု ×10−၆
မျက်နှာပြင် ဧရိယာ ၆.09×10၁၂ km2[၇]
၁၂၀၀၀ × Earth[၇]
ထုထည် ၁.41×10၁၈ km3[၇]
၁၃၀၀၀၀၀ × Earth
ပမာဏ ၁.98855±၀.00025×10၃၀ kg[၁]
၃၃၃၀၀၀ × Earth[၁]
ပျမ်းမျှ သိပ်သည်းမှု ၁.408 g/cm3[၁][၇][၈]
၀.255 × Earth[၁][၇]
ဗဟို သိပ်သည်းမှု ၁၆၂.2 g/cm3[၁]
၁၂.4 × Earth
အီကွေတာ မျက်နှာပြင်ဆွဲအား ၂၇၄.0 m/s2[၁]
၂၇.94 [[g]]
၂၇၅၄၂.29 ''cgs''
၂၈ × ကမ္ဘာ[၇]
အင်နားရှား ဖက်တာ ၀.070[၁] (ခန့်မှန်း)
မျက်နှာပြင်မှ
လွတ်မြောက်အလျင်
၆၁၇.7 km/s[၇]
55 × Earth[၇]
အပူချိန် Center (modeled): ၁.57×10 K[၁]
ဖိုတိုစဖီးယား (effective): ၅၇၇၂  K[၁]
Corona: ≈ ×10 K
တောက်ပမှု (Lsol) ၃.828×10၂၆  W[၁]
≈ ၃.75×10၂၈ [[lm]]
≈ ၉၈ lm/W efficacy
ပျမ်းမျှ စူးတောက်မှု (Isol) ၂.009×10 [[W·m−၂·sr−၁]]
သက်တမ်း ≈ ၄.၆ ဘီလီယံနှစ်[၉][၁၀]
လှည့်ပတ် ဂုဏ်သတ္တိများ
ဝင်ရိုးပေါ်၌ တိမ်းစောင်းမှု 7.25°[၁]
(ဘဲဥပုံ ပတ်လမ်းသို့)
67.23°
(galactic plane သို့)
မြောက်ဝင်ရိုးစွန်း၏
ညာဘက် တိမ်းစောင်းမှု[၁၁]
286.13°
19 h 4 min 30 s
မြောက်ဝင်ရိုးစွန်း၏
နိမ့်ဆင်းမှု
+63.87°
63° 52' North
အီကွေတာ၌
နေ၏လှည့်ပတ်ကာလ
25.05 d[၁]
(at 16° latitude) 25.38 d[၁]
25 d 9 h 7 min 12 s[၁၁]
(at poles) 34.4 d[၁]
လှည့်ပတ် အလျင်
(at equator)
၇.189×10 km/h[၇]
ဖိုတိုစဖီးယား ပါဝင်မှု
ဟိုက်ဒရိုဂျင် 73.46%[၁၂]
ဟီလီယမ် 24.85%
အောက်ဆီဂျင် 0.77%
ကာဗွန် 0.29%
သံ 0.16%
နီယွန် 0.12%
နိုက်ထရိုဂျင် 0.09%
ဆီလီကွန် 0.07%
မဂ္ဂနီဆီယမ် 0.05%
ဆာလဖာ 0.04%

နေ (အင်္ဂလိပ်: Sun)သည် ကျွန်ုပ်တို့နေထိုင်ရာ နေအဖွဲ့အစည်းအတွင်းတွင် ရှိသော ကြယ် ဖြစ်သည်။ နေအဖွဲ့အစည်းအတွင်းရှိ ဂြိုဟ်များသည် နေကို ဂြိုလ်ပတ်လမ်းကြောင်းများအတိုင်း လှည့်ပတ်၍ သွားနေကြသည်။ ကျွန်ုပ်တို့၏ နေကို နေ့အခါတွင် ကောင်းကင်ယံတွင် မြင်နိုင်သည်။ နေသည် ကြီးမားသော အဝါရောင်ဘောလုံးကြီး တစ်ခုပမာပင်ဖြစ်သည်။

အမှန်စင်စစ်တွင် နေသည် မရပ်မနား ပေါက်ကွဲနေသော ဧရာမဘောလုံးကြီး တစ်ခုသာလျှင်ဖြစ်သည်။ ထိုပေါက်ကွဲမှုများမှ စွမ်းအင်အမြောက်အများကို ထုတ်လွှတ်သည်။ နေသည် ကမ္ဘာမှ အလွန်ပင်ကွာဝေးသော်လည်း လူသားတို့အနေဖြင့် ထိုစွမ်းအင်ကို ခံစားသိရှိနိုင်သည်။ နေသည် အလွန်တောက်ပသဖြင့် ကြည့်ရုံမျှနှင့်ပင် မျက်စိကို ကျိန်းစပ်နာကျင်စေသည်။ နေမှ အလင်းရောင်အပူဓာတ်နှင့် နေလှိုင်းများ (solar wind) ကို ထုတ်လုပ်သည်။ နေလှိုင်းများသည် လေထု၏ အပြင်ဖက်မှ ကမ္ဘာကို လှည့်ပတ်သွားနေကြသည်။ နေလှိုင်းများကို နေမှလွင့်ပျံ့ထွက်လာသော သေးငယ်သော အမှုန်အမွှားကလေးများဖြင့် ဖွဲ့စည်းထားသည်။ နေသည် ကမ္ဘာပေါ်ရှိ သက်ရှိများအတွက် အဓိက စွမ်းအင်အရင်းအမြစ်ဖြစ်သည်။

နေသည် ကျွန်ုပ်တို့နေထိုင်ရာ နေအဖွဲ့အစည်း၏ အလယ်တွင် တည်ရှိသည်။ ဂြိုလ်တို့သည် နေကိုဗဟိုပြု၍ စက်ဝိုင်းပုံ လှည့်ပတ်နေကြသည်။ ဂြိုလ်ပတ်လမ်းကြောင်းများသည် နေမှ အကွာအဝေးအမျိုးမျိုးရှိကြသည်။ ဂြိုလ်ပတ်လမ်းကြောင်းများမှာ လုံးဝဝိုင်းစက်သော စက်ဝိုင်းပုံမဟုတ်ဘဲ ဘဲဥပုံဖြစ်သည်။ နေနှင့်နီးသော ဂြိုလ်တို့သည် အပူကို ပိုမိုရရှိပြီး ဝေးကွာသော ဂြိုလ်တို့တွင် ပို၍ အေးသည်။

ကမ္ဘာပေါ်ရှိသက်ရှိအားလုံးတို့တွင် နေမှလာသော အလင်းရောင်နှင့် စွမ်းအင်တို့ကို လိုအပ်သည်။ ဂြိုလ်တို့သည် နေ၏ရောင်ခြည်ကို စွမ်းအင်အဖြစ်သုံး၍ ဖွံ့ဖြိုးလာကြသည်။ အပင်များနှင့် သစ်ရွက်များတွင် အစိမ်းရောင်ရှိသည့် ကလိုရိုပလတ်စ်များဖြင့် နေရောင်ခြည်ကို အသုံးချကာ ဖိုတိုဆန်းသစ်စစ်ခေါ် နည်းလမ်းဖြင့် အစာချက်လုပ်ကြသည်။

နေ၏ အလယ်ဗဟိုတွင်ရှိသော ဗဟိုထုတွင် လွန်စွာပြင်းထန်သော အပူချိန်နှင့် ဖိအားတို့သည် ဟိုက်ဒရိုဂျင်ဓာတ်ငွေ့များကို ဟီလီယမ်ဓာတ်ငွေ့အဖြစ် ပြောင်းလဲပေးပြီး မြောက်များလှစွာသော စွမ်းအင်များကို ထုတ်လွှတ်သည်။ ထိုသို့ဖြစ်ခြင်းကို atomic fusion ဟုခေါ်သည်။ နေတွင် အများဆုံးပါဝင်သည့် ဒြပ်ထုမှာ ဟိုက်ဒရိုဂျင်ဖြစ်ကာ ကျန်သည်မှာ ဟီလီယမ်ဖြစ်သည်။ လေးလံသောဒြပ်များဖြစ်ကြသည့် အောက်ဆီဂျင် ကာဗွန် နီယွန်နှင့် အိုင်းယွန်းတို အနည်းငယ် ပါဝင်သည်။[၁၃] နေသည် နေအဖွဲ့အစည်း၏ ၉၉.၈၆ ရာခိုင်နှုန်းသော ထုထည်ရှိကာ ကမ္ဘာထက် အဆပေါင်း ၃၃၀၀၀၀ ခန့် ကြီးမားသည်။[၁၄]

နေကို တယ်လီစကုပ်မှမြင်ရပုံ

လူတို့သည် အန္တရာယ်မဖြစ်စေရန် အထူးပြုလုပ်ထားသော မျက်မှန် (lens) များကို သုံး၍ နေကိုကြည့်နိုင်သည်။ ထိုသို့ကြည့်သောအခါ တွင် နေ၏မျက်နှာပြင်ပေါ်တွင် မည်းနက်သော အစက်အပျောက်များကို တခါတရံတွင် မြင်ရတတ်သည်။ ထို အစက်အပျောက်များကို ဆန်းစပေါ့ (sunspot) ဟုခေါ်သည်။ ဆန်းစပေါ့ များ၏အရေအတွက်သည် တဖြည်းဖြည်းများလာပြီးနောက် ၁၁ နှစ်တာကာလအတွင်း တဖြည်းဖြည်း ပြန်လည်၍နည်းသွားလေ့ရှိသည်။ ထိုအဖြစ်အပျက်မှာ ၁၁ နှစ်လျှင်တစ်ခါ ဖြစ်ပျက်နေပြီး ကမ္ဘာပေါ်ရှိ ရာသီဥတု နှင့် အီလက်ထရွန်းနစ်ပစ္စည်းတို့ကို အကျိုးသက်ရောက်မှုများ ဖြစ်စေသည်။


နေ၏ကံကြမ္မာ[ပြင်ဆင်ရန်]

အာကာသရူပဗေဒပညာရှင် ဟုခေါ်သော သိပ္ပံပညာရှင်တို့၏ အဆိုအရ နေသည် ကြယ်ပုဝါ (yellow dwarf) အမျိုးအစားဝင် ကြယ်ဖြစ်ပြီး သက်တမ်း၏ တစ်ဝက်ခန့်မျှ ကုန်လွန်ခဲ့ပြီဖြစ်သည်။ နောက်နှစ်ပေါင်း ၄ ဘီလီယံ သို့ ၅ ဘီလီယံမျှအကြာတွင် နေသည် တဖြည်းဖြည်းကြီးမားသည်ထက်ကြီးမားလာပြီး ဧရာမ ကြယ်နီ (red giant) အမျိုးအစားကြယ်အဖြစ်သို့ ပြောင်းလဲသွားမည်ဖြစ်သည်။ နေသည် ယခုလက်ရှိ ပမာဏထက် ၂၅၀ ဆမျှကြီးမားလာမည်ဖြစ်ပြီး ၁.၄ AU (အာကာသယူနစ် ၁ ယူနစ်လျှင် ကီလိုမီတာပေါင်း သန်း ၁၅၀ ခန့် သို့ မိုင်ပေါင်း ၉၃ သန်းခန့်ရှိသည်။) အထိ ကြီးထွားလာမည်ဖြစ်သဖြင့် ယခုကမ္ဘာပတ်ကြောင်းကို ကျော်ဖြတ်သွားမည်ဖြစ်သည်။ ကမ္ဘာ၏ ကြမ္မာမှာလည်း ဖြေရှင်းရခက်သော ပြသနာပင်ဖြစ်သည်။ ယခင်တွက်ချက်မှုများအရ စတယ်လာလှိုင်း (stellar wind) များကြောင့် နေ၏ ဒြပ်ထုကို ၃၀ ရာခိုင်နှုန်းမျှ လျော့ကျသွားစေမည် ဖြစ်ပြီး ကမ္ဘာသည် ပိုမိုဝေးလံသော ပတ်လမ်းကြောင်းသို့ လွတ်မြောက်သွားမည်ဖြစ်သည် ဟုဆိုကြသည်။

သို့သော် လေ့လာမှုအသစ်များတွင်မူ ဆွဲငင်မှု၏ ဒုတိယအား (tidal forces) များကြောင့် နေ၏ပမာဏ ကြီးထွားမလာခင်အချိန်ကပင် ဒြပ်ထုလျော့ကျသွားသော်လည်း ကမ္ဘာသည် ပျောက်ကွယ် သွားလိမ့်မည် ဖြစ်သည်။ မည်သို့ပင်ဖြစ်စေ နေသည် ပင်မ အစီအစဉ် အတွင်းရှိကြယ် ဟုခေါ်သည့် ကြယ်အများစုတို့နှင့် တူညီသော ပုံသဏ္ဌန် အဖြစ် ဆက်လက်ရှိနေစေကာမူ ကမ္ဘာ၏ လေထုနှင့် ရေထုတို့သည် ပျောက်ပျက်သွားလိမ့်မည်ဖြစ်သည်။ နောက်ဆုံးတွင်နေသည် ကြယ်ဖြူပု (white dwarf) အဖြစ်ကျုံ့ဝင်သွားမည်ဖြစ်ပြီး နောက်ဆုံးတွင် ကြယ်ပုနက် (black dwarf) အဖြစ် မှေးမှိန်သွားမည်ဖြစ်သည်။ နေနှင့် အနီးဆုံးကြယ်မှာ ပရိုဆီမာ စင်တောရိဖြစ်သည်။

ကျမ်းကိုး[ပြင်ဆင်ရန်]

  1. ၁.၀၀ ၁.၀၁ ၁.၀၂ ၁.၀၃ ၁.၀၄ ၁.၀၅ ၁.၀၆ ၁.၀၇ ၁.၀၈ ၁.၀၉ ၁.၁၀ ၁.၁၁ ၁.၁၂ ၁.၁၃ ၁.၁၄ ၁.၁၅ Williams၊ D. R. (1 July 2013)။ Sun Fact Sheet။ NASA Goddard Space Flight Center။ 12 August 2013 တွင် ပြန်စစ်ပြီး။
  2. Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. 
  3. "The new solar abundances – Part I: the observations" (2006). Communications in Asteroseismology 147: 76–79. doi:10.1553/cia147s76. Bibcode2006CoAst.147...76A. 
  4. Eclipse 99: Frequently Asked QuestionsNASA။ 24 October 2010 တွင် ပြန်စစ်ပြီး။
  5. Hinshaw, G. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series 180 (2): 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. Bibcode2009ApJS..180..225H. 
  6. Mamajek, E.E.; Prsa, A.; Torres, G.; et, al., IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties, arXiv:1510.07674 Check |arxiv= value (help) 
  7. ၇.၀၀ ၇.၀၁ ၇.၀၂ ၇.၀၃ ၇.၀၄ ၇.၀၅ ၇.၀၆ ၇.၀၇ ၇.၀၈ ၇.၀၉ ၇.၁၀ ၇.၁၁ Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & FiguresNASA။ Archived from the original on 2 January 2008။
  8. Ko၊ M. (1999)။ Elert, G.:Density of the SunThe Physics Factbook
  9. Bonanno, A. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390 (3): 1115–1118. doi:10.1051/0004-6361:20020749. Bibcode2002A&A...390.1115B. 
  10. "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk" (2 November 2012). Science 338 (6107): 651–655. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. Bibcode2012Sci...338..651C. Retrieved on 17 March 2014. (စာရင်းသွင်းရန် လိုအပ်သည်)
  11. ၁၁.၀ ၁၁.၁ Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 (2000)။ 22 March 2006 တွင် ပြန်စစ်ပြီး။
  12. The Sun's Vital Statistics။ Stanford Solar Center။ 29 July 2008 တွင် ပြန်စစ်ပြီး။ Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA, 37. NASA SP-402. 
  13. Basu, S. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports 457 (5–6). doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. Bibcode2008PhR...457..217B. 
  14. Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics 41 (1). doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Bibcode2000A&G....41a..12W.