לראות את חום השמש זה משהו שאנשים רבים רוצים לעשות. ישנן מגוון שיטות שונות שניתן להשתמש בהן כדי להגיע לראות את השמש. אחת השיטות הפופולריות ביותר היא באמצעות טלסקופים. קיימים מספר טלסקופים שונים, שלכל אחד מהם מאפיינים ייחודיים משלו. בין אם אתה רוצה לראות את הקורונה, הכרומוספירה או הפוטוספירה, יש כמה דברים שונים שכדאי לדעת לפני שמתחילים.
קורונה
במהלך ליקוי חמה, אנו רואים לעתים קרובות את העטרה הלבנה הזוהרת המקיפה את השמש. שכבה לבנה זוהרת זו היא תוצאה של תהליך הנקרא הסעה. זהו מבשר חיוני לאירועים עתידיים בהליוספירה.
הקורונה היא שכבה של אטמוספירת השמש חמה פי מאות מונים מפני השטח. הוא מורכב מגז מיונן ופולט קרני רנטגן וקרינה אלקטרומגנטית. הקורונה משתרעת הרחק אל החלל. הטמפרטורה הממוצעת של הקורונה היא כמיליון מעלות פרנהייט.
העטרה בולטת גם בשדה המגנטי שלה. שדה זה אחראי על המבנה והדינמיקה של השכבות החיצוניות של השמש. השדה המגנטי לא אחראי רק לחימום העטרה, אלא גם להיווצרות רוח השמש.
השאלה מדוע השמש כל כך לוהטת היא עדיין חידה. ישנן תיאוריות כיצד טמפרטורת השמש עולה ויורדת, אך עדיין אין תשובה ברורה.
תיאוריה אחת היא שהקורונה מחוממת על ידי גלים מגנטיים, המשוגרים על ידי התלקחויות שמש. עם זאת, זו רק אחת מהתיאוריות שהוצעו.
תיאוריה שנייה היא שהקורונה מחוממת באמצעות תהליכים לא תרמיים, כגון התלקחויות ננו. עדיין יש צורך במדידות באתר כדי לענות על שאלה זו.
החללית TRACE חשפה אירוע דמוי גל באטמוספירה הסולארית. עם זאת, עדיין לא ברור כיצד גלים אלו עוברים דרך הקורונה.
כרומוספירה
במהלך ליקוי חמה מלא, הכרומוספרה נראית, שכבה של האטמוספירה של השמש שבדרך כלל אינה נראית. הכרומוספרה פולטת קווי קרינה בטמפרטורות גבוהות. הכרומוספרה זוהרת באדום במהלך ליקוי מלא.
עובי הכרומוספירה הוא כ-2,000 קילומטרים ויכול להגיע לגבהים של עד 10,000 קילומטרים. צפיפות הכרומוספירה היא פי 10 עד 8 מזו של האטמוספירה של כדור הארץ בגובה פני הים. צפיפות הכרומוספרה של השמש יורדת עם המרחק ממרכז השמש. זה גם פוחת באופן אקספוננציאלי ככל שהוא רחוק יותר מהמרכז.
לכרומוספירה טווח טמפרטורות של כ-6,000 עד 25,000 מעלות צלזיוס, או כ-5,000 עד 10,000 מעלות פרנהייט. הצפיפות יורדת ככל שעוצמת השדה המגנטי עולה. הכרומוספרה היא שכבה דקה שהיא כאחוז אחד מרדיוס השמש בעובי המרבי שלה.
הטמפרטורה של הכרומוספרה קופצת מ-6,000 K ל-35,000 K בגבול שבין הכרומוספרה לאזור המעבר, גבול דק בין הכרומוספרה לעטרה. אזור המעבר פולט קרינה אולטרה סגולה קיצונית.
לכרומוספרה של השמש יש צפיפות של 1.6x10-11 ק"ג/מ"ק בגבולה החיצוני. הצפיפות יורדת באופן אקספוננציאלי עם המרחק ממרכז השמש. הצפיפות היא בערך פי עשרה מזו של הפוטוספירה.
הכרומוספרה היא סביבה בעלת מבנה דק המהווה את אתר הפעילות על השמש. הכרומוספרה נשלטת על ידי אינטראקציה של העברה קרינה לא מקומית. מאמינים כי הכרומוספרה חשובה בפיזור אנרגיה מגנטית.
פוטוספירה
כמעט כל תכונות ספקטרום האור הנראה בשמש מקורן בפוטוספירה. עם זאת, הפוטוספירה אינה משטח אמיתי של השמש. זה למעשה חלק ממצב הפלזמה. הוא מורכב מתאי הסעה וגזים חמים.
צפיפות הגז המיונן בפוטוספירה היא עשירית מצפיפות האוויר על פני כדור הארץ. הוא אטום מאוד בגלל קליטת אור חזק על ידי יוני מימן.
הצפיפות יורדת ככל שמתרחקים מליבת השמש. כתוצאה מכך, האור הנפלט לא יכול לברוח ללא קליטה. בליבה הטמפרטורות הן כ-14 מיליון מעלות. כשיוצאים מהליבה, הטמפרטורות יורדות לכ-6,000 מעלות.
הפוטוספירה מאופיינת בזרימות בקנה מידה גדול של גרגירים, או תאי הסעה, של פלזמה. גרגירים הם כתמי גז חם, בקוטר של עד אלף קילומטרים, העולים ושוקעים ללא הרף. התכה מתמדת זו של תאי הסעה מייצרת דפוס על פני השמש, המכונה גרנולציה.
גרגירים בפוטוספירה מייצרים אנרגיה. הם מורכבים בעיקר ממימן, אך פחמן וניאון מהווים פחות מ-2% מהמסה. בפוטוספירה, צפיפות הגז יורדת עם הגדלת המרחק מהליבה.
לפוטוספירה יש גם אזורים כהים, הנקראים פקולה. הפקולות קטנות יותר מכתמי שמש וקשה יותר לראות. הם גם נמצאים בפוטוספירה וקשורים מגנטית לכתמי שמש.
שדה מגנטי בין–פלנטרי
תצפיות בשדה המגנטי הבין–פלנטרי של השמש חשובות להבנת מזג האוויר בחלל במגנטוספירה של כדור הארץ. השדה המגנטי הבין–פלנטרי הוא שדה מורכב שעדיין לא מובן לחלוטין. אבל כמה ממצאים מוקדמים מצביעים על כך שלתחום יש קשר חזק עם CMEs.
לשדה המגנטי על השמש יש קווי שדה פתוחים ליד הקטבים ולולאות סגורות גדולות במישור המשווני. השטח סבוך וזה הופך תנאים נוחים לאירועים סולאריים. השדה נמדד על ידי מגנטוגרף.
מדידות לווין הראו ש–IMF משתנה בטווחי זמן בין שניות לעשורים. וריאציה זו תלויה בצורת גיליון הזרם הבין–פלנטרי. למאפיינים של יריעת הפלזמה יש גם מתאמים חזקים עם תנאי השדה המגנטי הבין–פלנטרי.
פרמטר ההפרעה החשוב ביותר הוא השדה המגנטי הבין–פלנטרי הכולל. התרומה המשתנה בזמן קשורה לשטף המשויך שנפלט על ידי CMEs. השדה המגנטי מגיע למצבו הפשוט ביותר במינימום השמש. זה כאשר השדה המגנטי הבין–פלנטרי הפתוח השורר מתעטף לספירלה עקב סיבוב השמש. תהליך פיתול זה הופך את השדה לרגיש מאוד למהירות וצפיפות הרוח הסולארית.
ישנם שני סוגים נפרדים של שדות מגנטיים בין–פלנטריים, קוטבי ואלפווני. השדה הקוטבי ממוקם באזור היינון, בעוד השדה האלפווני הוא רדיאלי בקנה מידה גדול.
התבוננות בגלי Alfven
התבוננות בגלי Alfven בחום השמש היא צעד חשוב לקראת הבנת האופן שבו החום מועבר מהפוטוספירה של השמש לקורונה שלה. עד כה היה קשה לזהות ולמדוד את הגלים הללו ישירות. עם זאת, מחקר שנערך לאחרונה על ידי צוות מדענים זיהה אותם בהצלחה באזור כתמי שמש. תגלית זו פותחת חלון חדש לאופן פעולת השמש, ויכולה להיות לה יישומים מעשיים לכדור הארץ.
גלים אלו הם חלק ממערכת גדולה יותר של שדות מגנטיים המקיפים את השמש. בפרט, הוצע להם למלא תפקיד חשוב בחימום האטמוספירה החיצונית של השמש. כמו כן, נמצא כי הם ממלאים תפקיד חשוב בהאצת רוח השמש. הם צפויים להימצא במגוון פלזמות אסטרופיזיות.
בצוות בינלאומי, מדענים מאוניברסיטת קווינס בלפסט, בריטניה וספרד השתמשו במוצרי נתונים חדשניים כדי לקבוע את המבנה המגנטי של כתם שמש. הם השוו תצפיות עם מודלים שחזו את התנועה של חומר מתנועע שפולט.
המחקר שלהם גילה שתנועת חומר מתנועע מונעת על ידי גלי אלפון. הם גילו שגלי Alfven מעלים את טמפרטורת הפלזמה בכחמישה אחוזים. הוא גם חשף כי אירוע חיבור מחדש יכול לרגש את גלי Alfven בקנה מידה עולמי.
הצוות השתמש בנתונים ממכשיר ה–Atmospheric Imaging Assembly (AIA) במצפה הכוכבים הדינמי של נאס"א (SDO). חללית זו הצליחה לזהות תנועות על פני אזורים של השמש. זה יוצר תמונות כל 12 שניות. הם השתמשו במידע הזה כדי לנתח סרטים של התנועות.
הגעה לחלק החם ביותר של השמש
הגעה לחלק החם ביותר של השמש הוא נושא מעניין עבור אסטרופיזיקאים. יש הרבה דברים בשמש שמדענים עדיין לא בטוחים לגביהם. כמה סודות של השמש נחשפו, כמו השדה המגנטי. השדה המגנטי של השמש יכול לגרום למגוון אירועים סולאריים, ויש לו יישומים מעשיים על כדור הארץ.
האטמוספרה הסולארית מורכבת משלוש שכבות, הכרומוספירה, הפוטוספירה והקורונה. שכבות אלו משתנות בטמפרטורה שלהן ובאיפור שלהן.
הכרומוספרה, הנראית רק במהלך ליקויים, נמתחת עד 200 מייל מעל פני הפלזמה. הוא מוקף בשכבה של סילוני גז חם הנקראים ספיקולים. בקצה אזור זה, הטמפרטורה מגיעה ל-25,000 ק'.
הפוטוספירה, לעומת זאת, היא פני השטח הנראה של השמש. זוהי גוש רותח של עמודים עולים ויורדים של נוזל חם. הטמפרטורה של הפוטוספירה נעה בין 6,000 ל-11,000 מעלות פרנהייט.
הקורונה היא השכבה החיצונית ביותר של אטמוספירת השמש. שכבה זו היא טבעת אור בהירה המופיעה במהלך ליקוי חמה. שכבה זו חמה מאות מונים מהפוטוספירה. הקורונה היא גם מקור האנרגיה הרב ביותר על השמש. הוא מכיל גז מיונן מאוד. הגזים בקורונה נשרפים בכמיליון מעלות פרנהייט.
.
.