השמש

מתוך Astropedia

קפיצה אל: ניווט, חיפוש
השמש
השמש כפי שצילם הלווין SOHO של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב
נתוני תצפית
בהירות נראית: 26.8-
תכונות
סוג ספקטרלי: G2V
צבע (B-V): 0.62 מגניטוד
צבע (U-B): 0.13 מגניטוד
מאפיינים פיזיים
מסה: גרם 1.9891\times10^{33}
רדיוס: 696,000 ק"מ
טמפרטורה: (אפקטיבית) 5800 קלווין
גיל: 5 מיליארד שנה
מאפיינים אסטרומטריים
מרחק: 1.000001018. יחידות אסטרונומיות מכדור הארץ

השמש (באנגלית: The Sun) היא הכוכב הקרוב ביותר לכדור הארץ והגוף המאסיבי ביותר במערכת השמש. השמש אחראית בין היתר לחימום כדור הארץ (ראו גם עונות השנה על כדור הארץ). השמש הינה כדור גז שמסתו גדולה פי כ-300,000 ממסת כדור הארץ, בליבת השמש שוררת טמפרטורה של כ- 15.8 מיליון קלווין ומתרחשות בה תגובות מיזוג תרמו-גרעיניות המייצרות אנרגיה. ע"פ עיקרון השקילות בין מסה ואנרגיה של אלברט אינשטיין (E = MC2, ראו גם תורת היחסות הפרטית), האנרגיה שמיוצרת בליבת השמש באה על חשבון חלק מהמסה שלה ולמעשה ע"י המרת אטומי מימן לאטומי הליום השמש הופכת כל שנייה 4 מיליון טון של חומר לאנרגיה. האנרגיה הנוצרת בליבת השמש, מגיעה לשפת השמש, שם שוררת טמפרטורה של כ-5800 קלווין, ומשם נפלטת רוב האנרגיה הנ"ל בצורה של קרינה אלקטרומגנטית. השמש נמצאת בשווי משקל בין הכבידה העצמית שלה ש"שואפת" לכווץ אותה ובין לחץ הגז שנוצר כתוצאה מהאנרגיה המופקת במיזוג הגרעיני המתרחש בליבת השמש (לחץ הקרינה בשמש איננו משמעותי).

תוכן עניינים

מבנה השמש

במרכז השמש שוררים תנאים קיצוניים. הטמפרטורה בליבת השמש 15.8 מיליון קלווין, הצפיפות בליבת השמש 162 גרם לסמ"ק והלחץ 2.5\times10^{17} דין לס"מ רבוע. אחוז ההליום (במשקל) בליבת השמש עומד כיום על 64%. כאשר השמש נוצרה, אחוז ההליום בליבתה היה 27%. התגובות התרמו-גרעיניות, בתהליך פרוטון-פרוטון, מתרחשות בליבת השמש, באיזור שרדיוסו כ-0.2 רדיוס שמש. האנרגיה הנוצרת בליבת השמש מועברת ע"י פוטונים (הולכה קרינתית) עד לאזור המצוי במרחק של 0.7 רדיוסי שמש מהמרכז. מאזור זה, שעומקו 200,000 ק"מ משפת השמש, ועד שפת השמש נקרא רצועת ההסעה (Convection Zone) ובבסיס רצועה זו שוררת טמפרטורה של 2 מיליון קלווין. באזור זה האנרגיה מולכת ע"י תהליך הקרוי הסעה (Convection) – תהליך שבו האנרגיה מועברת ממקום למקום ע"י כך שחומר חם צף כלפי מעלה וחומר קר שוקע מטה. כתוצאה מהטמפרטורה והצפיפות בתוך השמש, המהלך החופשי האופייני של פוטון בליבת השמש הינו כס"מ אחד. כך שכל ס"מ הפוטון נבלע, מתעכב מעט ונפלט מחדש. בממוצע, לוקח ל"אותו הפוטון" כ 10 מיליון שנה להגיע מליבת השמש עד לשפה שלה. אם כי הפוטונים הנוצרים בליבת השמש הם בעיק בתחום קרינת הגאמא וכאשר הם מגיעים לשפת השמש האנרגיה הטופינית שלהם יורדת לזו של קרינה בתחום האור הנראה (אך מספר הפוטונים גדל בהתאם על מנת לשמר את סה"כ האנרגיה).

המידע על חלקיה הפנימיים של השמש מתקבל ע"י פיתרון המשוואות הפיזקליות המכתיבות את התנאים בשמש ואילוצן להתאים לתנאים הנצפים על שפת השמש. כיום יש באפשרותנו לבדוק את ידיעותנו בדבר המבנה הפנימי של השמש ואף להרחיב אותו בצורה ניכרת באמצעות שתי תצפיות חשובות - הליוסיסמולוגיה ומדידת ניטרינו מהשמש שמתוארות בפרקים הבאים.

חיי השמש

השמש נוצרה לפני כ-4.52 מיליארד שנה ותמשיך להמיר מימן להליום גם ב-5 מיליארד שנה הקרובות, עד שיאזל מלאי המימן בליבת השמש. כאשר תפסיק השמש להפיק אנרגיה בליבתה, יופר האיזון בין לחץ הגז (שיקטן כתוצאה מהפסקת יצירת האנרגיה) והכבידה העצמית של השמש, דבר שיביא להתכווצות הליבה של השמש. התכווצות הליבה של השמש תפיק אנרגיה כבידתית שתנפח את המעטפת החיצונית שלה. במצב זה השמש תהפוך לענק אדום וקוטרה יגדל בערך פי 100. ליבת השמש תמשיך להתכווץ עד אשר תגיע הטמפרטורה בליבת השמש לכ- 80 מיליון קלוין. במצב כזה השמש תוכל להתחיל לייצר אנרגיה ע"י מיזוג שלושה אטומי הליום לאטום פחמן.

השמש איננה מאסיבית דיה בכדי לייצר יסודות כבדים וכאשר יגמר מלאי הדלק הגרעיני בליבתה, ליבתה תמשיך לקרוס עוד עד אשר הגז בשמש יהיה במצב של גז אלקטרונים מנוון, וליבת השמש תהפוך לננס לבן. בשלבים האחרונים של חייה לפני הפיכתה לננס לבן, תשיל מעליה השמש את המעטפת החיצונית שלה באמצעות רוחות כוכביות. בפרק זמן של כמה עשרות אלפי שנים, צפויה השמש להיפטר מכחצי ממסתה ומסביבה תיווצר ערפילית פלנטרית שתואר ע"י הליבה החמה שתיוותר במרכז, שבתורה תהפוך לננס לבן.

הליוסייסמולוגיה

הליוסייסמולוגיה (באנגלית: Helioseismology) הוא התחום העוסק בשיחזור המבנה הפנימי של השמש (והכוכבים) באמצעות תצפית בשינויים בבהירות, ומהירות הרדיאלית של השמש כתלות במיקום הנובעים מגלי קול ולחץ המוסעים בשמש. כפי שמדידות סיימוגרפיה של רעידות אדמה על כדור הארץ מאפשרות ללמוד על המבנה הפנימי של כדור הארץ, כך גם הפעימות של השמש מאפשרות ללמוד על המבנה הפנימי, הצפיפות, הלחץ, הטמפרטורה, ההרכב ומהירות הסיבוב של חלקיה הפנימיים של השמש. לדוגמה, באמצעות התצפיות הנ"ל אנו יודעים שחלקיה הפנימיים של השמש אינם נעים כמקשה אחת.

בשנת 1962, התגלה כי השמש פועמת במחזוריות של 5 דקות. הפעימות הנ"ל נראות כגלים הנעים על פני השמש. לדוגמה, בעוד אזור אחד על השמש מתרומם, אזי אזור סמוך לו יורד כלפי מטה. המנגנון האחראי לפעימות הינו גלי קול הנעים בשמש. גלי קול אלו נוצרים ע"י שינויים בלחץ באזורים מערבולתיים ברצועת ההסעה של השמש. למעשה ניתן לצפות בשמש במספר רב של אופני תנודה. התדירויות של השינויים הללו בשמש תלויים בפיזיקה הפנימית שלש השמש, במבנה הלחץ, הטמפרטורה, ההרכב והסיבוב. מאחר וקיימים אופני תנודה רבים מאד ניתן יש מספיק אילוצים על מנת לפתור את המבנה הפנימי של השמש.

התצפיות על פעימות השמש נערכות ע"י מספר מערכים של טלסקופים, בינהם ע"י הרשת העולמית לניתור פעימות השמש (Global Oscillation Network Group - GONG), הפזורים ברחבי העולם.

נויטרינו מהשמש

נויטרינו מהשמש (באנגלית: Solar Neutrino): הריאקציות התרמו גרעיניות המתחוללות בליבת השמש פולטות חלקיקי נויטרינו. השמש "שקופה" כמעט לחלוטין עבור חלקיקים אלו והם יוצאים ממנה במהירות הקרובה למהירות האור. גילוי החלקיקים הללו על כדור הארץ וחקר התכונות שלהם מאפשר לנו ללמוד על התהליכים המתרחשים בחלקים הפנימיים ביותר של השמש. מעבר לכך קצב פליטת חלקיקי הניוטרינו רגיש מאד לטמפרטורה השוררת בליבת השמש ועל כן תצפית בחלקיקים הללו מאפשרת לנו למדוד בדיוק רב את הטמפרטורה בליבת השמש.

בשנת 1966 נבנה במכרה הזהב “Homestake” בדרום דקוטה אשר בארצות הברית, בעומק של 1.6 ק"מ מתחת לאדמה, גלאי לחלקיקי נויטרינו המגיעים מהשמש (ראו גם: מצפה הנויטרינו סודברי). הגלאי מוקם מתחת לפני האדמה על מנת להימנע מהרעש הצפוי מחלקיקים אחרים שהיו מתגלים בגלאי אילולא הוא היה מתחת לאדמה. "טלסקופ הניטרינו" הנ"ל הוקם ע"י האסטרונום רימונד דיוויס (Raymond Davis) והוא למעשה מיכל ענק המכיל 380,000 ליטר של החומר פארכלורטיאלין (Perchloroethylene), C2Cl4 המשמש בד"כ כנוזל ניקוי. במקרים מסוימים, כאשר נויטרינו מתנגש באטום כלור הוא הופך אותו לאטום רדיו-אקטיבי של ארגון 37 (תוך כדי שחרור פוזיטרון). בניסוי הנ"ל ובמספר ניסויים נוספים, שפועלים באמצעות טכניקות שונות ורגישים לחלקיקי נויטרינו באנרגיות שונות, התגלה כי קצב הנויטרינו המגיע מהשמש נמוך יותר מהמצופב באופן משמעותי - בין פי 2 ל 3, תלוי בסוג הניסוי. התחזיות התבססו על מודלים מפורטים של השמש. בעיה זו שנקראה תעלומת הנויוטרינו מהשמש (באנגלית: Solar Neutrino Problem), נפתרה בתחילת המאה ה-21 באמצעות שילוב של מספר ניסויים לגילוי נויטרינו. מניסויים אלו עולה, כי חלקיקי הניוטרינו משנים את סוגם (קיימים בטבע שלושה סוגים של נויטרינו) בתהליך הנקרא אפקט מיקיאב-סמירנוב-וולפנשטיין (באנגלית Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein effect). קיומו של תופע זה נחזה כבר ב 1984 ע"י ג'ון באקול אך הוא אושש רק בשנים האחרונות. כיום, לאחר פיתרון תעלומת הניטרינו מהשמש, ניתן להשתשמש במדידת קצב הניטרינו מהשמש למדידה מדויקת מאד של הטמפרטורה בליבת השמש. מדידות אלו נמצאות בהתאמה נפלאה למודל הסטנדרטי של השמש.

סיבוב השמש סביב צירה

ציר הסיבוב של השמש סביב עצמה נטוי בזווית של 7.25 מעלות ביחס לאנך למישור המילקה. השמש מסתובבת סביב צירה לא כמקשה אחידה, תופעה הקרויה הסיבוב הדיפרנציאלי של השמש - החלקים החיצונים של השמש מסתובבים סביב ציר הסיבוב אחת לכ 25.6 יום באזור קו המשווה וזמן המחזור שלהם סביב ציר הסיבוב מתארך ככל שמתקרבים לקטבים של השמש (לדוגמה בקו רוחב 60 על השמש זמן המחזור הינו כ-31 יום ובקטבים כ-36 יום (ראו: ימי הסיבוב של קרינגטון בהמשך).

ימי הסיבוב של קרינגטון

ימי הסיבוב של קרינגטון (באנגלית: Carrington Rotation Number) הם מספר "הימים" על פני השמש כפי שמוגדרים ע"י סיבוב השמש סביב צירה על קו המשווה עם זמן מחזור סינודי ממוצע של 27.2753 יום, ונספרים מ 9 בנובמבר 1853. במחזור סינודי הכוונה למחזור הסיבוב כפי שנראה ע"י צופה מכדור הארץ, שמסתובב סביב השמש (ראו גם חודש ושנה). זמן המחזור הסידרי (ביחס לכוכבים רחוקים) המתאים לערך הנ"ל הינו 25.38 יום.

ציר הסיבוב של השמש נטוי בזווית של 7.25 מעלות ביחס לאנך למישור המילקה. אורך הקשר העולה של קו המשווה של השמש על גבי המילקה, Ω, ניתן ע"י:

\Omega=75.56^\circ+1.397^\circ T

כאשר T ניתן ע"י: T=\frac{JD-451545.0}{36525.0}

וכאשר JD הינו היום היוליאני. הכיוון השמיימי שאליו מצביע הקוטב הצפוני של השמש הינו עליה ישרה 286.1300 מעלות ונטייה +63.8700 מעלות.

אטמוספרת השמש

כתמי שמש כפי שצולמו ע"י מגדל השמש השוודי באיים הקנרים (Swidish Solar Tower) – קרדיט: האגודה המלכותית השוודית למדעים ( Royal Swedish Academy of Sciences). ניתן להבחין בקלות באזור הצל המלא ואזור חצי הצל של כתמי השמש. מסביב לכתמי השמש ניתן להבחין בתאי ההסעה (גרנולציה). לקבלת תמונה בהפרדה גבוה – לחץ על התמונה.
כתמי שמש כפי שצולמו ע"י מגדל השמש השוודי באיים הקנרים (Swidish Solar Tower) – קרדיט: האגודה המלכותית השוודית למדעים ( Royal Swedish Academy of Sciences). ניתן להבחין בקלות באזור הצל המלא ואזור חצי הצל של כתמי השמש. מסביב לכתמי השמש ניתן להבחין בתאי ההסעה (גרנולציה). לקבלת תמונה בהפרדה גבוה – לחץ על התמונה.

אטמוספרת השמש (באנגלית Solar Atmosphere) היא השם הכללי לאזורים החיצונים בשמש, שבהם העומק האופטי קטן מ-1. כאשר עומק אופטי של 1 מציין שהסיכוי של פוטון להיבלע או להתפזר לפני שהוא מגי לצופה הינו כ-40%.

האטמוספרה של השמש מורכבת ממספר שכבות שבהן מספר תופעות:

פוטוספרה

פוטוספרה (באנגלית Photosphere) האזור על פני השמש (או כוכב כלשהו) שממנו נפלט רוב האור. עובייה של הפוטוספרה של השמש הוא כ-500 ק"מ, והטמפרטורה האפקטיבית שלה הוא 5770 קלווין (טמפרטורה אפקטיבית היא הטמפרטורה של גוף שחור שפולט כמות אנרגיה שקולה, מאותו שטח). הטמפרטורה בבסיס הפוטוספרה הינה כ 6500 קלווין והיא יורדת עד לכדי 4400 קלווין בחלקים העליונים שלה.

כתמי שמש

סרטון המורכב מצילומים של השמש שנלקחו במשך מספר ימים. ניתן להבחין כיצד כתמי השמש משנים את מיקומם כתוצאה מסיבוב של השמש סביב צירה. הסרטון הוכן ע"י ד. הטוואי ממרכז החלל מרשל של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (D. Hathaway, MSFC/NASA).
סרטון המורכב מצילומים של השמש שנלקחו במשך מספר ימים. ניתן להבחין כיצד כתמי השמש משנים את מיקומם כתוצאה מסיבוב של השמש סביב צירה. הסרטון הוכן ע"י ד. הטוואי ממרכז החלל מרשל של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (D. Hathaway, MSFC/NASA).
דיאגראמת הפרפר, הדיאגראמה הבאה מראה את מיקום קווי הרוחב של כתמי השמש (ציר אנכי) כתלות בזמן (ציר אופקי).הדיאגרמה צוירה באמצעות נתונים שנאספו במצפה הכוכבים המלכותי גריניץ'. הצבע בדיאגרמה מציין את צפיפות כתמי השמש, כאשר אדום מציין את הצפיפות הגבוה ביותר , לאחר מכן צהוב, ירוק, תכלת, כחול ולבן (איור: ערן אופק).
דיאגראמת הפרפר, הדיאגראמה הבאה מראה את מיקום קווי הרוחב של כתמי השמש (ציר אנכי) כתלות בזמן (ציר אופקי).הדיאגרמה צוירה באמצעות נתונים שנאספו במצפה הכוכבים המלכותי גריניץ'. הצבע בדיאגרמה מציין את צפיפות כתמי השמש, כאשר אדום מציין את הצפיפות הגבוה ביותר , לאחר מכן צהוב, ירוק, תכלת, כחול ולבן (איור: ערן אופק).

כתמי שמש (באנגלית Sunspots) היא תופעה המתרחשת בפוטוספרה של השמש. כתמי השמש הינם אזורים שבהם השדות המגנטיים חזקים במיוחד (כ-3000 גאוס). השדות המגנטיים החזקים באזורים אלו מונעים מתאי ההסעה לעלות חומר חם לפני השטח של השמש ולכן הם מתקררים, ביחס לשפת השמש, לטמפרטורה של כ-3500 קלווין ונראים כהים (שחורים). לעיתים כתמי השמש נראים כמורכבים מחלק כהה במיוחד הנקרא אזור "הצל המלא" של כתם השמש (Umbra) ואזור כהה פחות (אזור "הצל החלקי" של כתם השמש) עם תבנית מפוספסת המזכירה מאד סידור של שבבי מתכת בשדות מגנטיים (Penumbra). האנרגיה שמעברה נחסם כתוצאה מהשדות המגנטיים יוצאת בד"כ מאזורים סמוכים לכתם השמש שבגלל עודף האנרגיה נראים ככתמים לבנים הקרויים גם פקולה (באנגלית: Faculae). כתמי שמש בד"כ מופיעים בזוגות או בקבוצות ואורך החיים האופיני שלהם הינו ימים עד שבועות.

כתמי השמש נוצרים כתוצאה מהסיבוב הדיפרנציאלי של השמש שגורם לערבוב של קווי השדה המגנטי על פני השמש ולקצרים בהם. שכיחות כתמי השמש על פני השמש נשלטת ע"י מחזור כתמי השמש שאורכו כ-11 שנה (אך אורכו המדויק איננו קבוע). בתחילת המחזור של הופעת כתמי השמש, הכתמים מופיעים בעיקר בקווי רוחב בינוניים על פני השמש (בסביבות 30 מעלות צפון או דרום) ומספרם עולה למקסימום תוך פרק זמן של כ-3 עד 6 שנים. לאחר מכן יורד בהדרגה מספר הכתמים עד למינימום בצורה איטית יותר שאורכת כ-5 עד 8 שנים, וקווי הרוחב שבהם הכתמים מופיעים מתקרבים יותר ויותר לקו המשווה של השמש. מחזור כתמי השמש בן 11 השנים הינו למעשה חצי המחזור המגנטי של השמש שאורכו 22 שנים, שבו מתחלף כיוון השדה המגנטי של השמש.

הסרטון משמאל מורכב מצילומים של השמש שנלקחו במשך מספר ימים. ניתן להבחין כיצד כתמי השמש משנים את מיקומם כתוצאה מסיבוב של השמש סביב צירה. תופעה נוספת שבה ניתן להבחין בסרטון היא כי השוליים של השמש נראים כהים יותר מאשר החלק המרכזי שלה. תופעה זו הקרויה האפלת שפה (באנגלית: Limb Darkning) נובעת מכך שלפוטוספרה של השמש עובי סופי ופוטונים המגיעים מהקצה של השמש צריכים לעבור מרחק גדול יותר דרך הפוטוספרה ועל כן הסיכוי לבליעתם גדול והם יראו אפלים יותר. האפלת שפה נצפית גם בכוכבים אחרים ע"י שימוש בטכניקה של ליקויים ובטכניקה של מיקרו עידוש כבידתי.

אנאליזה של צפיפות כתמי השמש כתלות בזמן מראה כי אכן הם מחזוריים. בדיאגרמה משמאל, דיאגראמת הפרפר (באנגלית Butterfly diagram) ניתן לראות את מספר כתמי השמש כתלות בקווי הרוחב של כתמי השמש (ציר אנכי) וכתלות בזמן (ציר אופקי). צורת הפרפר המחזורית נתנה לדיאגרמה זו את שמה. הדיאגרמה צוירה באמצעות נתונים שנאספו במצפה הכוכבים המלכותי גריניץ'. הצבע בדיאגרמה מציין את צפיפות כתמי השמש, כאשר אדום מציין את הצפיפות הגבוה ביותר , לאחר מכן צהוב, ירוק, תכלת, כחול ולבן.

כרומוספרה

כרומספרה (באנגלית Chromosphere) היא אזור של גז דליל באטמוספרת השמש המשתרע מבסיס הפוטוספרה עד לגובה של כ-2000 ק"מ מעל פסגת הפוטוספרה. הטמפרטורה בבסיס הכרומוספרה הינה כ- 4400 קלווין והיא מטפסת ל 25,000 קלווין בשכבות הגבוהות שלה. חימום הכרומוספרה מתבצע ע"י תנועה של חלקיקים טעונים מהירים המואצים ע"י השדות המגנטיים החזקים בשמש. מהכרומוספרה נפלטים קווי פליטה שבהם ניתן להבחין בספקטרום של השמש, אך סך כל עוצמת האור של הכרומוספרה הינו כ-1/10,000 מעוצמת האור הנפלטת מהפוטוספרה של השמש. קו הפליטה הדומיננטיים בכרומוספרה הוא קו Hα של מימן והוא זה הנותן לה את צבעה האדמדם.

עטרת השמש

תמונה של הילת השמש כפי שצולמה על ידי הלווין SOHO של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב. על מנת לצלם את התמונה הוסתרה דיסקת השמש (שמסומנת בעיגול לבן), וכך ההילה של השמש, שעוצמת אורה חלשה הרבה יותר מזו של השמש עצמה, נראית בבירור כאזורים בהירים. בחלק העליון פליטה הילתית (Coronal Mass Ejection)) שהיא למעשה התפרצות אדירה בהילה של השמש/
תמונה של הילת השמש כפי שצולמה על ידי הלווין SOHO של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב. על מנת לצלם את התמונה הוסתרה דיסקת השמש (שמסומנת בעיגול לבן), וכך ההילה של השמש, שעוצמת אורה חלשה הרבה יותר מזו של השמש עצמה, נראית בבירור כאזורים בהירים. בחלק העליון פליטה הילתית (Coronal Mass Ejection)) שהיא למעשה התפרצות אדירה בהילה של השמש/

עטרת השמש או הילת השמש או קורונה (באנגלית Solar Corona) היא החלק החיצוני של אטמוספרת השמש הנמצא מעל הכרומוספרה ומשתרע עד למרחק של מספר רדיוסי שמש ממנה. החל מבסיס הקרונה הטמפרטורות מטפסות בהדרגה עד לטמפרטורה של כ- 2 מיליון קלווין. צפיפות הגז בקורונה נמוכה מאד ועומדת על כ-105 חלקיקים לסמ"ק (בהשוואה ל 1019 חלקיקים בסמ"ק בגובה פני הים באטמוספרת כדור הארץ). הקורונה מתחממת כתוצאה מהאצת אלקטרונים ע"י השדות המגנטיים החזקים בשמש.

בקרונה מבדילים ב- 3 חלקים מבניים:

K קורונה

קיי קורונה (באנגלית K corona) מפיקה ספקטרום רציף, אך חלש, בתחום האור הנראה. מקור האור הנ"ל הינו קרינה מהפוטוספרה של השמש המפוזרת באלקטרונים חופשיים. חלק זה משתרע עד למרחק של כ- 2.3 רדיוסי שמש ממרכז השמש.

F קורונה

אפ קורונה (באנגלית F corona) משתרעת ממרחק של כ-2.3 רדיוסי שמש ממרכז השמש. באזור זה אור מהפוטוספרה מוחזר ע"י חלקיקי אבק. אזור זה מתמזג במרחקים גדולים יותר עם אור הזודיאק.

E קורונה

אי קורונה (באנגלית E corona) היא מיקומם של החלקים האחראים לקווי הפליטה החזקים של הקורונה. אזור זה חופף לקיי קורונה ולאפ קורונה.

משמאל, תמונה של הילת השמש כפי שצולמה על ידי הלווין SOHO. על מנת לצלם את התמונה הוסתרה דיסקת השמש (שמסומנת בעיגול לבן), וכך ההילה של השמש, שעוצמת אורה חלשה הרבה יותר מזו של השמש עצמה, נראית בבירור כאזורים בהירים. בחלק העליון פליטה הילתית (Coronal Mass Ejection)) שהיא למעשה התפרצות אדירה בהילה של השמש.

רוח השמש

רוח השמש (באנגלית Solar wind) היא שטף של חלקיקים טעונים הנפלטים מהשמש. החלקיקים הללו מואצים בקורונה של השמש ע"י השדות המגנטיים החזקים (ראו גם: קרניים קוסמיות. במרחק של יחידה אסטרונומית מהשמש, רוח השמש נעה במהירויות של כ-2000 עד 700 ק"מ לשנייה. כאשר הרוח במהירות הגבוהה נפלטת מאזורים בקורונה הקרויים חורים בקורונה (באנגלית Coronal Hole), שבהם מצויים קוי שדה מגנטי שאינם נסגרים בחזרה על השמש. צפיפות החלקיקים ברוח השמש, במרחק של יחידה אסטרונומית מהשמש הינה כ-7 חלקיקים לסמ"ק.

השמש מאבדת מסה באמצעות רוח השמש בשיעור של כ- 3\times10^{-14} מסות שמש בשנה. החלקיקים הטעונים ברוח השמש גוררים את השדה המגנטי של השמש כלפי חוץ, במעין תבנית חלזונית. התהליך הקרוי שבירה מגנטית (באנגלית Magnetic Breaking), גורם לשמש לאבד תנע זוויתי ולהאט את סיבובה סביב צירה.

התפרצויות שמש

התפרצויות שמש (באנגלית Solar Flares) הינן התפצצויות אדירות המתרחשות באטמוספרה של השמש ובהן משתחררת אנרגיה רבה בצורה של חלקיקים טעונים (ראו גם: קרניים קוסמיות), קרינת גאמא, קרינת X, וקרינה אולטרה סגולה. התפרצויות השמש מתרחשות בד"כ באזורים פעילים על פני השמש, למשל בקרבת כתמי שמש.

על תופעות נוספות הקשורות בהתפרצויות שמש כגון : פרומיננס (Prominences), פילימנטס (Filaments), פלייג (Plage) וספיקיול (Spicules), ניתן לקרוא מדף חיצוני - הסברים על השמש של נאסא (באנגלית)

על תופעות נוספות המופיעות בקורונה של השמש, כגון:

זרמי הלמט (Helmet Streamers), לולאות קורונה (Coronal loops) ופלומות קוטביות (Polar plumes) ניתן לקרוא מדף חיצוני - הסברים על השמש של נאסא (באנגלית)




ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק

כלים אישיים