Jump to content
החלפת מצב חיפוש
החלפת מצב תפריט
450K‏
15
3
1M‏
Pinkas
שינוי מצב תפריט ההעדפות
החלפת מצב תפריט אישי
לא בחשבון
כתובת ה־IP שלך תהיה גלויה לציבור אם תעשה עריכות כלשהן.

פוטוספירה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
פעולות נוספות
(הופנה מהדף פוטוספרה)
קובץ:Sun diagram.svg
מבנה השמש - כוכב הסדרה הראשית מסוג G:
1. ליבת השמש
2. האזור הקרינתי
3. האזור ההסעתי
4. פוטוספירה
5. כרומוספירה
 6. עטרה
7. כתם שמש
8. גִּרְעוּן
9. התפרצות סולרית

הפוטוספירה היא השכבה הראשונה העוטפת את ליבתו של כוכב בו מתרחש היתוך גרעיני, ובה מתרחש המעבר מאנרגיית ההתכה הגרעינית לאור וחום. קרינת הפוטוספירה עוברת בהמשך לשכבות הכרומוספירה והעטרה (קורונה), ומשם לחלל. בשכבה זו נוצרים כתמי שמש (שדות מגנטיים חזקים ושינויי טמפרטורה קיצוניים) הנקראים faculae ונקודות של פעילות מגנטית חזקה. מימנה מתפרצים התפרצויות סולריות, שחוצות את הכרומוספירה והקורונה. הפוטוספירה היא האזור שבו קרינת האור דומיננטית.[1]

נתונים פיזיקליים של פוטוספירת השמש עריכה

עובי: כ-400–500 ק"מ (דק מאוד ביחס לרדיוס השמש של כ-696,000 ק"מ).

טמפרטורה: יורדת מכ-K‏ 6,500 בבסיס השכבה לכ-K‏ 4,400 בחלקה העליון.

טמפרטורה אפקטיבית: כ-K‏ 5,778 (זו הטמפרטורה שקובעת את הספקטרום).

צפיפות: כ-10-4 ק"ג/מ"ק בחלקה התחתון.

לחץ: כ-0.1 בר (יחידת לחץ) בבסיס השכבה.

הרכב: בעיקר מימן (73%) והליום (25%), עם יסודות כבדים בכמויות קטנות.[2]

קובץ:Postscript-viewer-blue.svg ערך מורחב – השמש

השכבות שמעל לפוטוספירה עריכה

כרומוספרה (Chromosphere) – שכבה דקה יחסית מעל הפוטוספרה (מספר אלפי ק"מ בממוצע), פחות צפופה, והצבע הנראה שלה באור לא מקוטב הוא אדמדם (Hα, האופייני למימן מעורר)) כתוצאה מבליעת אור בתחום הכחול עד על-סגול ונראית בתצפית מכדור הארץ רק באור מקוטב או בתצפית עקיפה כמו בליקוי מלא או בעזרת מסנני Hα. הטמפרטורות מתחילה בערכים שמעט גבוהים מהפוטוספרה ובניגוד למצופה עולה עם הגובה (המרחק מהליבה (core)) בערכים של K‏ 3,000 עד K‏ 5,000 תלוי באזור ובשעה. ומשתנה במעבר לעטרה. הכרומוספרה דינמית מאוד ומנוהלת על-ידי השדה המגנטי.

עטרה (Corona) – השכבה החיצונית של האטמוספירה של השמש מתפרסת למיליוני קילומטרים, מאוד דלילה אך חמה מאוד (טמפרטורות טיפוסיות של ~1–2 מיליון K ואף יותר באזורים פעילים). קורונה נצפית בעל-סגול ורנטגן (EUV/X-ray) ובליקוי כמבנה הלבן זוהר. מנגנון החימום המדויק של הקורונה עדיין נושא למחקר (גלי הלם, שהן התפרצויות אקראיות של ריקון אנרגיה מגנטי).[3] פני העטרה אינם חלקים, אלא מאופיינים בצברים דמויי גרעינים המסודרים בדומה לסידור גרעיני החמנית המצויה הנוצרים מזרמי פלזמה לוהטת שעולים משכבת ההסעה ומקרינים אור. קצותיהם הכהים של הגרעינים הם גז שהצטנן, היורד חזרה לשכבת ההסעה.

סוגי הקרינה של הפוטוספירה עריכה

קרינת האור הינה תוצאה מצטברת של פליטת פוטונים שמקורם בשכבה עצמה כתוצאה מקרינת הפלסמה הלוהטת יחד עם פוטונים שנוצרים בליבה בתהליך הגרעיני של התכת מימן להליום.

קרינה נראית: הרוב המוחלט של קרינת אנרגיה. ליבת השמש מתנהגת כמעט כגוף שחור בטמפרטורה של כ-K‏ 5,778. פוטונים הנפלטים מהליבה ויוצרים אור בפוטוספירה.

פס אור צהוב-ירוק: השיא של הקרינה (כ-500 ננומטר).

אינפרא-אדום: (תת-אדום)קרינת חום. חלק משמעותי מהאנרגיה הנפלטת.

אולטרא-סגול: (על סגול) חלק קטן יחסית מסך כל הקרינה מהפוטוספירה עצמה (הרוב מגיע משכבות גבוהות יותר).

קווי בליעת אור: בספקטרום נראים אלפי קווי בליעה (קווי פראונהופר) הנוצרים מבליעת אורכי גל האופייניים לאטומים שונים, כאשר בפוטוספירה הקווים השל מימן והליום הם הדומיננטיים.[4]

פרדוקס הטמפרטורה של הפוטוספירה והכרומוספירה עריכה

שינויי הטמפרטורה שמעל לליבה, מתנהגים בניגוד למצופה. תופעה זו נקראת "פרדוקס הטמפרטורה של השמש": הטמפרטורה בפוטוספירה יורדת עם הגובה (המרחק מהליבה) מ-K‏ 6,500 ל-K‏ 4,400. אבל במעבר לכרומוספירה ואחר כך לעטרה הטמפרטורה עולה שוב לכ-K‏ 20,000 ובעטרה היא מגיעה למיליוני מעלות. איך האנרגיה מועברת נגד הזרם התרמודינמי זוהי אחת התעלומות המרכזיות בפיזיקה סולארית:י. ייתכן והגורם הם זרמי ההסעה (קונבקציה) הנגרמים על-ידי שדות מגנטיים.[5]

אזור המעבר: בין הפוטוספירה לכרומוספירה יש אזור מעבר קצר (כ-100 ק"מ) שבו הטמפרטורה מתחילה לעלות.[6]

קובץ:Sunspots 1302 Sep 2011 by NASA.jpg
כתמי שמש: פיזור לא אחיד, ומשתנה. במרכז אזור כהה (אומברה) ומסביבו אזור חם (פנומברה) ומבנה גרנולות המאפיין את השמש.

כתמי שמש (Sunspots) עריכה

קובץ:Postscript-viewer-blue.svg ערך מורחב – כתם שמש

תופעה הנצפית מכדור הארץ, ומשתנה לעיתים. כתמי שמש בגדלים שונים מופיעים ונעלמים לעיתים תוך דקות ולעיתים במשך חודשים. כתמי השמש הם תופעה מורכבת, שבבסיסה תופעות המתחילות בפוטוספירה ונמשכות דרך הכרומוספירה והעטרה. אף כי היא נצפית מפני השמש (על העטרה), הבסיס ליצירת כתמי השמש היא הפוטוספירה. תצפיות מראות קשר בין תופעות אקלימיות על כדור הארץ וכתמי השמש.[7]

מאפיינים פיזיקליים עריכה

גודל: מ-1,500 ק"מ (כתמים קטנים) עד 50,000 ק"מ ויותר (כתמים ענקיים).[8]

משך חיים: כתמים קטנים: ימים בודדים, כתמים בינוניים: שבועות, כתמים גדולים: חודשים (הרקורד הוא כ-3 חודשים).

מיקום: בעיקר בין קווי רוחב ±5° ל-±35° של השמש (נדיר בקווים גבוהים יותר או בקו המשווה).

מגנטיות: השדות המגנטיים העוצמתיים האופייניים לכתמי השמש מעכבים את ההסעה התרמית, ולכן הטמפרטורה יורדת.[9]

גרנולציה (Granulation): תבנית של "תאים" בהירים וכהים בגודל של כ-1,000 ק"מ, הנוצרים מזרמי הסעה שמעלים פלזמה חמה ומורידים פלזמה קרה יותר. כל תא חי כ-8–20 דקות.[10]

פקולות (Faculae): אזורים בהירים סביב כתמי השמש, נראים בעיקר בקצוות הדיסק הסולארי.[11]

החשכת קצוות (Limb Darkening): השמש נראית כהה יותר בקצוות הדיסק שלה, ההתקררות, והבליעה של אטומים שנפלטים מהשמש גורמים לנראות של טבעת שחורה.[12]

אוסילציות (Solar Oscillations): תנודות מחזוריות של פני השטח בתדרים שונים, שמשמשות לחקר המבנה הפנימי של השמש (הליו-סיסמולוגיה).[13]

מבנה פנימי של כתם שמש עריכה

כתם כהה על רקע האור המוקרן מהעטרה ונראה היטב מכדור הארץ, נחקר בהרחבה במאה השנים האחרונות. מתברר שהוא מורכב מאזורים שונים וכן מזרימות של פלסמה, חום ושדות מגנטיים.

אומברה (Umbra): החלק המרכזי והכהה ביותר של הכתם שבו הטמפרטורה: K‏ 3,700–4,200 (לעומת K‏ 5,778 בפוטוספירה הרגילה) עוצמת שדה מגנטי: 2,500–4,000 גאוס (פי 1,000 מהשדה הממוצע) צפיפות: גבוהה יותר מהפוטוספירה הרגילה. נראה כהה כי פולט פחות אור (רק כ-25% מהבהירות הרגילה).[14]

פנומברה (Penumbra): האזור המקיף את האומברה: רוחב: פי 2–3 מקוטר האומברה. טמפרטורה: K‏ 5,000–5,500 (ביניים). מבנה סיבי: נראים "סיבים" רדיאליים היוצאים מהאומברה.[15][16]

זרימות: תנועות של פלזמה לכיוון החוצה ("Evershed flow") במהירויות של 1–2 ק"מ/שנייה.[17]

היווצרות כתמי שמש – המנגנון הפיזיקלי עריכה

מקור: שדות מגנטיים חזקים ("צינורות" פלזמה מגנטיים) שעולים מתוך האזור הקונבקטיבי מהליבה לפוטוספירה ונובעים מאפקט הדינמו (יצירת כוח חשמלי על-ידי שדות מגנטיים חזקים) השמשי

העיקרון: שדה מגנטי חזק מדכא תנועות קונבקציה (העברת חום על ידי זרמי גז) באותו אזור ולכן פחות אנרגיה מגיעה אל פני השטח והטמפרטורה יורדת שם ביחס לסביבה. התוצאה: בהירות נמוכה יותר ולכן אזור האומברה כהה יחסית.[9]

תופעת הדיפול: הופעת כתמי השמש כרוכה בהתארגנות של זוגות כתמים בעלי קוטביות מגנטית הפוכה (ביפולריות): נוצר מצב שבו כתם נותן (leading) וכתם עוקב (trailing).מערכת הדיפול גורמת לסידור הזרמים העולים ויורדים בהתאם לשדות המגנטיים ההופכיים.[18]

התפתחות והתנהגות של כתמי השמש עריכה

קובץ:Sunspot TRACE.jpeg
התפרצויות דמויות סיבים מסביב לכתם שמש באזור הפלומברה

ההופעה: מתחילים כ-"נקודות חלולות " (pores) קטנות הגדלות ומפתחות פנומברות (זרמים עולים דמויי סיבים) תוך 1–2 ימים.[19]

קיטוב מגנטי: בדרך כלל מופיעים בזוגות (דיפול) או קבוצות עם קיטוב מגנטי מנוגד (קוטב צפוני ודרומי)

חוק שפורר: (Spörer's Law): (חוק שפֶּורר (Spörer’s Law), ע"ש האסטרונום הגרמני גוסטב שפֶּורר, שחי במאה ה־19) מתאר את השינוי במיקומם של כתמי השמש לאורך מחזור השמש (כ~11 שנים):בתחילת המחזור הכתמים מופיעים בקווי רוחב גבוהים (±35°), ובסוף המחזור קרוב יותר לקו המשווה (±5°).[20]

התפוררות: מתפרקים בהדרגה, הפנומברה נעלמת קודם.

מחזור השמש עריכה

מחזור שוואבה (Schwabe Cycle): (קרוי על שם האסטרונום הגרמני היינריך שוואבה (Heinrich Schwabe), שבשנת 1843 פרסם את תצפיותיו רבות השנים על כתמי השמש.) שוואבה הבחין שיש מחזוריות ברורה במספר הכתמים על פני השמש, החוזרת בערך כל 10–11 שנים. לפי השערתו הם משפיעים על אקלים כדור הארץ.[21][22]

הליוסיסמולוגיה - מדע החוקר את התנודות בשכבות השמש.

מאפיינים עיקריים עריכה

  1. אורך המחזור: בממוצע 11 שנים, אך בפועל משתנה בין 9 ל־14 שנים.
  2. מינימום שמשי (solar minimum): תקופה שבה מספר הכתמים נמוך במיוחד ולעיתים כמעט לא נראים כתמים.
  3. מקסימום שמשי (solar maximum): תקופה שבה יש שפע כתמים, פליטות אנרגיה חזקות מהעטרה וסערות שמש רבות.
  4. כתמי שמש כמדד: מספר הכתמים הוא הסמן הנפוץ ביותר לקביעת מצב המחזור.
  5. קשר מגנטי: המחזור המגנטי של השמש הוא למעשה כ־22 שנה (שני מחזורי שוואבה עוקבים), כי בכל מחזור היפוך כיווני השדה המגנטי מתרחש.[21]

דיאגרמת הפרפר (Butterfly Diagram): ייצוג גרפי של תנועת הכתמים לכיוון קו המשווה לאורך המחזור[23]

חוקים נוספים שקובעים את מיקום כתמי השמש בהתאם לתצפיות מכדור הארץ הם:

חוק הייל (Hale’s law): קובע את הקשר בין הקיטוב המגנטי של זוגות כתמים לבין ההמיספרה שלהם, ומשתנה בכל מחזור.[24]

חוק ג'וי (Joy’s law): קובע נטייה (tilt) של קבוצות כתמים ביחס לקו המשווה של השמש.[25]

כוחות גזירה הנובעים מהתנועה הדיפרנציאלית של שכבות השמש (ראה בהמשך).

גרנולציה (Granulation) עריכה

גרנולציה היא התופעה של יצירת אגרגטים הנצפים מכדור הארץ כפני חמנייה. (מספר 8 בתמונה). יש מספר סוגים של גרנולציה, הנצפים בעיקר מהעטרה (קורונה) אבל נוצרים למעשה כבר בפוטוספירה. ההבדלים נקבעים בגודל האגרגט ובמשך הזמן שמתקיים.[10]

מנגנון פיזיקלי עריכה

מרכז התא (בהיר): נגרם על-ידי פלזמה חמה העולה מהליבה, פורצת דרך הפוטוספירה והכרומוספירה.

הפרשי טמפרטורה: במרכז התא כ־K‏ 5,800–6,000; בשוליים הקרירים יותר כ־K‏ 5,300–5,500. תנועה כלפי מעלה במהירות של 1–2 ק"מ/שנייה פליטת אור חזקה יותר.

שולי התא (כהים): פלזמה קרה יורדת והטמפרטורה נמוכה יותר. ההתקררות גורמת לתנועה כלפי מטה, במתווה של אזורים צרים יותר בין התאים (כ-100 ק"מ רווח בין התאים)

גרנולציה רגילה עריכה

גודל תא: 700–1,500 ק"מ (ממוצע: 1,000 ק"מ).משך חיים: 8–20 דקות (ממוצע: 10 דקות). מהירות תנועה: מהליבה את פני העטרה 1–2 ק"מ/שנייה.

סופרגרנולציה (Supergranulation) עריכה

גודל: 20,000–35,000 ק"מ (פי 20–30 מגרנולציה רגילה).משך חיים: 24–48 שעות (כיום אחד בממוצע).מהירות: 0.3–0.5 ק"מ/שנייה (איטית יותר)

מזוגרנולציה (Mesogranulation) עריכה

תופעה שהתגלתה בשנות ה-80 של המאה העשרים גודל: 5,000–10,000 ק"מ (בין גרנולציה לסופרגרנולציה).משך חיים: כ-3–5 שעות. מחלוקת: קיימת מחלוקת מדעית אם זו תופעה נפרדת או שילוב של שתי התופעות: גרנולציה רגילה וסופרגרנולציה:

תאי ענק (Giant Cells) עריכה

גודל משוער: עד 200,000 ק"מ ויותר. משך חיים: שבועות-חודשים. עדויות: עדויות תצפיתיות מוגבלות. מיקום: יכולות להיות קשורות לזרמי הסעה עמוקים יותר בתוך הליבה.[10]

רשת הפוטוספרה עריכה

רשת פוטוספרית (Photospheric Network) עריכה

הגדרה: תבנית של שדות מגנטיים המרוכזים בשולי תאי הסופרגרנולציה.

עוצמה: שדות של 100–200 גאוס (חלשים מכתמים אך חזקים מהרקע).

גודל מרכיבים: מאות ק"מ.

תפקיד: מקור לחימום הכרומוספירה והקורונה. ייתכן ויש להם קשר לפרדוקס הטרמלי של השמש.[26]

קובץ:Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31.jpg
"פקולה" התפרצות של פלסמה, חום וקרינה בהגדלה. התפרצויות אלה משפיעות גם על כדור הארץ, בהפרעות מגנטיות, קרינה אלקטרומגנטית ו-UV, קשורות לכתמי השמש.

פקולות (Faculae) (התפרצויות השמש) עריכה

התפרצויות של פלסמה לוהטת, שדות מגנטיים וקרינת UV, מתפרצות למרחק של מאות אלפי קילומטר מהעטרה. מקורן כנראה בבסיס הפוטוספירה. אף כי אינן נמצאות בכתמי השמש, ייתכן ויש להן קשר לאירועים הגורמים ליצירת כתמי שמש.[11]

מאפיינים בסיסיים עריכה

בהירות: בהירות יותר ב-10%–30% מהפוטוספירה הרגילה.

טמפרטורה: כ-K‏ 100–300 יותר חמות מהסביבה

גודל: מאות עד אלפי ק"מ.

משך חיים: מספר שעות עד ימים.

קשר לכתמי שמש: מופיעות סביב כתמי שמש, לפני הופעתם ואחרי היעלמותם.

אזורים פעילים: מרוכזות באזורים של פעילות מגנטית[27]

החשכת קצוות (Limb Darkening) עריכה

תיאור התופעה עריכה

תצפית: השמש נראית בהירה במרכז הדיסק וכהה יותר בקצוות. הבהירות בקצה היא כ-40%–50% מהבהירות במרכז (תלוי באורך הגל).

הסבר פיזיקלי עריכה

גאומטריה: במרכז הדיסק: אנחנו מסתכלים ישר לתוך הפוטוספירה, רואים לעומק האופטימלי (τ=2/3) שם הטמפרטורה היא הגבוהה ביותר. בקצוות: קו הראייה עובר בזווית, חודר פחות עמוק, ורואים שכבות גבוהות וקרות יותר (טמפרטורה נמוכה ב-K‏ 1,000–2,000).

תלות באורך גל: באור כחול: החשכה חזקה יותר (50%–60%),באור אדום: החשכה חלשה יותר (20%–30%),סיבה: עומק אופטי שונה באורכי גל שונים.

משוואה: המשוואה המתמטית הבסיסית: I(θ) / I(0) ≈ a + b·cos(θ).כאשר θ היא הזווית מהמרכז, ו-a,b הם מקדמים שתלויים באורך הגל.

החשכת קצוות הפוכה: בהירות יותר ליד קצוות הדיסק הסולארי (ההפך מהחשכת קצוות רגילה).הסיבה: בתצפית ליד הקצוות, רואים אותן מזווית שבה גובהן הגדול יותר מאפשר לנו לראות לעומק גדול יותר.[12]

אוסצילציות (תנועה הרמונית מחזורית) סולאריות עריכה

אוסצילציות של 5 דקות (5-Minute Oscillations) עריכה

תיאור: תנודות מחזוריות בהליוספרה שהתגלו ב-1960 על ידי רוברט לייטון.

תקופה: 5 דקות (בדיוק: 4.5–5.5 דקות, שיא ב-5 דקות), משרעת: (אמפליטודה) תנועות של ±0.5 ק"מ/שנייה, תנודות גובה של ±50 ק"מ.

מנגנון: גלי p (גלי לחץ): גלים אקוסטיים שנוצרים בתוך השמש, מלכודת תהודה: הגלים נכלאים בין הפוטוספירה (שם הטמפרטורה יורדת) לבין עומקים גדולים בליבה (שם מהירות הקול עולה)[28]

קיימות גם תנודות של 3 דקות ואף פחות וגם של שעות, שכנראה תלויות בשינויים בגלי הכבידה של הליבה..

האוסצילציות קשורות גם להבדלים בכיוון סיבוב (מחזור) הליבה והקורנה לעומת הפוטוספירה והכרומוספירה.[29][30]

קובץ:Fraunhofer lines-id.svg
קווי פראונהופר. קווים שחורים בספקטרום הנראה של אור העובר דרך גז. כאשר סדר הקווים אופייני למבנה אטומי של יסוד.

קווי פראונהופר (Fraunhofer Lines) עריכה

ב-1814 יוזף פון פראונהופר גילה שכאשר מעבירים אור דרך גז, ומפצלים אותו במנסרה לספקטרום הנראה מקבלים קווים שחורים האופייניים לכל אטום או מולקולה הנמצאים בתווך.[31] הקווים נובעים מבליעת פוטונים על-ידי האלקטרונים המקיפים את האטום. בשיטה זו, ניתן לקבוע את המבנה הכימי של גזים הנמצאים בין מקור האור למנסרה. קיימים למעלה מ-25,000 קווי בליעה בספקטרום הנראה והאינפרא-אדום הקרוב, וגם לקווי בליעה בתחום העל-סגול. הקווים החזקים מסומנים באותיות (A, B, C, D, E, F, G, H, K...) לפי סדר הופעתם בספקטרום. נקראים קווי פראונהופר הקווים עיקריים הנצפים באטמוספירה של השמש: המקור של רובם הוא בפוטוספירה, בכרומוספרה נבלעים חלק מאורכי הגל בתחום הסגול והעל-סגול, והעטרה מפיצה את הקרינה.[32]

קו D יסוד: נתרן (Na I)(סודיום) :אורך גל: 589.0 ו-589.6 ננומטר. חוזק: בינוני-חזק.

קווי H ו-K (סידן): אורך גל: 396.8 ו-393.4 ננומטר. חוזק: חזקים מאוד. משמעות: אינדיקטורים לפעילות כרומוספרית.

קו α של מימן (Hα): אורך גל: 656.3 ננומטר (אדום), חוזק: חזק. שימוש: תצפיות שגרתיות על פעילות סולארית.

קווי מגנזיום b: אורך גל: 517.3 ננומטר, חוזק: חזק מאוד[33]

ברקים סולאריים (בהקשר לפוטוספירה) עריכה

תופעת הברקים הנצפים בשמש היא רחבה. למרות שהברקים הסולאריים עצמם מתרחשים בעיקר בכרומוספירה והעטרה, השורשים שלהם בפוטוספירה: הברקים נגרמים על-ידי שחרור מטענים חשמליים רבי עוצמה בין קטבים שליליים וחיוביים בשכבות השמש, שנוצרים בהשפעת שדות מגנטיים. מהירות הסיבוב של שכבות השמש סביב הליבה משתנה, ובעקבות השדה המגנטי של הליבה נוצרים זרמים של אלקטרונים (אפקט הדינמו) ואטומים טעונים כפלסמה.[34]

השפעות מגנטיות עריכה

המקור: קשתות של שדה מגנטי שמחברות אזורים עם קיטוב מנוגד. המקום: תצפיות מראות שהשדות מעוגנים בפוטוספירה. ההשפעה: שדות מגנטיים גורמים לפיתול ועיוות של קווי השדה החשמלי האוגר אנרגיה, בנקודות המפגש של קווי הכח המגנטים משתחררת אנרגיה של זרם של פלסמה מיוננת. בהבזקי חום ואור הנצפים מכדור הארץ.[35]

סימנים בפוטוספירה עריכה

ברקים לבנים (White Light Flares): ברקים חזקים מאוד שנראים גם באור לבן בפוטוספירה, ומכאן ההנחה שמקורם כבר בפוטוספירה.[36]

עלייה בבהירות: עלייה חדה ומקומית בבהירות הפוטוספירה

נדירות: רק הברקים החזקים ביותר (X-class) נצפים מכדור הארץ.

פילמנטים, התפרצויות. עריכה

הגדרה: פילמנטים הם קווים כהים הנראים כסיבים על הדיסק הסולארי, המתנשאים מעל הפוטוספירה לתוך הכרומוספירה והעטרה.

טמפרטורה: כ-K‏ 8,000 (קרירים יחסית לסביבת העטרה, שבה, כזכור, עולה מאד הטמפרטורה.)

גובה: 5,000–100,000 ק"מ מעל הפוטוספירה, כלומר מעבר לכרומוספירה אל תוך העטרה.[37]

קשר לפוטוספירה עריכה

הפילמנטים מופיעים כסיבים ארוכים וכהים בתמונות Hα (בליעה של מימן מיונן) שמקורם בזרמים קרים יותר או זרמים של גזים. העיגון של השדות המגנטיים שתומכים בפילמנטים הוא בפוטוספירה: לעיתים קרובות נמצאים מעל הגבול בין אזורים עם קיטוב מגנטי מנוגד בפוטוספירה ומעבר לה.[38]

סיבוב דיפרנציאלי של שכבות השמש והפוטוספירה עריכה

מנגנון הסיבוב הדיפרנציאלי עריכה

מקור הסיבוב: בפלזמה הגזית. בניגוד לגוף מוצק, השמש אינה מסתובבת כיחידה אחת. הגורמים להבדלים בתנועה הם הסעה: זרמי ההסעה בשכבת ההסעה (בין הליבה לפוטוספירה) גורמים למהירות סיבוב שונה בקווי רוחב שונים. שימור תנע זוויתי מקומי: כל "חבילת" פלזמה שמרת את התנע הזוויתי שלה תוך כדי תנועה. קיים הפרש של כ-40% במהירות הסיבוב בין קו המשווה לקטבים. בגלל הסיבוב הדיפרנציאלי, נקודה בקו המשווה "עוקפת" נקודה בקווי רוחב גבוהים פעם אחת בכל 2–3 חודשים.[39]

מבנה השכבות: מהפנים החוצה: ליבה: סיבוב קשיח (~27 ימים בכל העומקים) מעליה: אזור הפוטוספירה: אזור של סיבוב קשיח הנקרא טכוקליין[40] שאחריה שכבת מעבר צרה ומעליה אזור הסעה תחתון: כך נוצר מעבר הדרגתי לאזור הסעה עליון הנכלל בכרומוספירה והעטרה. התוצאה היא סיבוב דיפרנציאלי הגורם לכך שהשכבות המחליקות אחת על גב השנייה. לכן לפוטוספירה סיבוב דיפרנציאלי מלא (25–36 ימים) השונה ממהירות הליבה ומהירות העטרה.[41]

תכונות פיזיקליות עריכה

גרדיאנט הסיבוב: מעל הטכוקליין: סיבוב דיפרנציאלי (נבדל) חזק (הפרש של 40% בין קו המשווה לקטבים). מתחת לטכוקליין: סיבוב כמעט אחיד (כגוף קשיח).בתוך הטכוקליין: שינוי חד מאוד במהירות הסיבוב עם העומק. התוצאה היא חיכוך וכוחות גזירה חזקים, יצירת שינויים בשדות המגנטיים ובהסעת החום בין השכבות, וכנראה גם השפעה על היווצרות כתמי השמש.

כח גזירה אדיר (Shear): גרדיאנט המהירות בטכוקליין הוא הגבוה ביותר בכל השמש, שמתבטא במאמצי גזירה של מאות מטרים לשנייה על פני מרחק של אלפי ק"מ שיוצרת תנאים אידיאליים למתיחת שדות מגנטיים ויצירת אפקט הדינמו.(יצירת זרם חשמלי כתוצאה מתנועה מוליך חשמל בשדה מגנטי), וכתוצאה מכך הסטה של זרמי הסעה וזרמי הפלסמה.[42]

השפעת הסיבוב הדיפרנציאלי על מחזור השמש עריכה

ההפרשים בין מהירות הסיבוב של השכבות העוטפות את הליבה, יוצרים הצטברות של מתח חשמלי וכוחות של הסעה שנאגרים בטכוקליין עד שמתפרצים ב" התפרצויות השמש" בערך כל 11 שנים, השדה מתמתח והופך לשדה טורואידלי (מזרח-מערב) חזק ביותר, המגיע לעוצמה של עשרות אלפי גאוס.

שחרור מחזורי: כשהשדה מגיע לעוצמה קריטית בערך כל 11 שנים, "צינורות מגנטיים", (קווי כח מגנטיים) נמתחים מהליבה כלפי מעלה, פורצים דרך שכבת ההסעה ומגיעים לפוטוספירה ככתמי שמש.זה ההסבר המקובל למחזוריות של פעילות כתמי השמש.[43]

שכבת ההסעה והקשר לפוטוספירה עריכה

הסעה היא העברת חום על-ידי זרימה של פלזמה המשתחררת מהליבה בליבה ועולה למעלה לפוטוספירה. בגלל הסיבוב הדיפרנציאלי של שכבות שמעל לליבה, נוצרת הטיה של הזרימה גם לרוחב השכבות. מעבר זה קשור גם לפרדוקס הטמפרטורות שבין הפוטוספירה, הכרומוספירה ועטרה.[44]

מבנה שכבת ההסעה עריכה

פרופיל: עומק כולל: כ-200,000 ק"מ (כ-30% מרדיוס השמש). התחלה: ברדיוס של 0.713 רדיוס סולארי (מעל הטכוקליין). סיום: בכרומוספירה.

מנגנון ההסעה עריכה

חימום מלמטה: אנרגיה מהליבה מחממת את החלק התחתון של הפוטוספירה. זרמים של פלזמה לוהטת, (K‏ 5,000–6,000) וקרינה זורמים מהליבה דרך הפוטוספירה לכרומוספירה ולקורונה.

אי-יציבות: כאשר גרדיאנט הטמפרטורה גדול מדי, נוצרת אי-יציבות הסעתית (convective instability), שמשמעותה הטיות בכיווני הזרימה וסחף לצדדים.

עלייה: פלזמה חמה ופחות צפופה עולה, ממש כשם שאוויר חם עולה באטמוספירה של כדור הארץ. בגלל הטיה נוצרים " כיסים" של שינויי טמפרטורה.

קירור: כשהיא מגיעה לפוטוספירה, מתחילה להתקרר, ככל שההסעה עולה היא מתקררת (יוצא מהכלל זאת תופעת ההתחממות הפתאומית במעבר לכרומוספירה)בפלסמה המתקררת גם מאירה, ומייצרת אנרגיית קרינה העוברת לכרומספירה ולעטרה שנשלחת לחלל.[45]

ירידה חזרה לליבה עריכה

כשמגיעה הפלסמה הלוהטת לעטרה, היא מתקררת ויורדת בזרם מקביל לפלסמה שעולה. במבט מכדור הארץ מבחינים בגרנולציות שנוצרות על פני השמש מתנועת הקונבקציה של הפלסמה. מהירות הסעה: 0.5–2 ק"מ/שנייה. זמן מחזור: כ-1–2 שבועות להעברת חומר מהעומק לפני השטח. טורבולנטיות: התנועה טורבולנטית ומורכבת מאוד[46]

סיכום עריכה

הפוטוספירה מהווה שכבה דקה סביב הליבה, אבל השפעתה על האור והחום המוקרנים מהשמש היא דומיננטית. מצב זה הוא ייחודי לכוכב הנמצא במסלול ההתפתחות של השמש, כאשר נוצר שיווי משקל בין ההתחממות הנובעת מההיתוך הגרעיני של מימן להליום בליבה, ושכבות הגזים הלוהטים המקיפים את הליבה. שיווי משקל זה אמור להnשך עוד כ-4.5 מיליארד שנה. התופעות המורכבות המתוארות כאן מסכמות את מכלול התופעות המשפיעות בעקיפין גם על כדור הארץ.

ראו גם עריכה

קישורים חיצוניים עריכה

מיזמי קרן ויקימדיה
ויקימילון ערך מילוני בוויקימילון: פוטוספירה
  • פוטוספירה, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)

הערות שוליים עריכה

  1. ^ Leo Goldberg, A. Keith Pierce, The Photosphere of the Sun, Berlin, Heidelberg: Springer, 1959, עמ' 1–79, ISBN 978-3-642-45929-0. (בEnglish)
  2. ^ David L. Lambert, R. Earle Luck, The abundances of the elements in the solar photospheres – IX: Na to Ca, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 183, 1978-06, עמ' 79–100 doi: 10.1093/mnras/183.2.79
  3. ^ Gerald W. Pneuman, Frank Q. Orrall, Structure, Dynamics, and Heating of the Solar Atmosphere, Dordrecht: Springer Netherlands, 1986, עמ' 71–134, ISBN 978-94-010-9636-2. (בEnglish)
  4. ^ שגיאת לואה ביחידה יחידה:Citation/CS1/Configuration בשורה 1739<includeonly></includeonly>: attempt to index field '?' (a nil value).
  5. ^ Bhola N. Dwivedi, Kenneth J. H. Phillips, the paradox of the Sun?s hot corona, Scientific American 284, 2001, עמ' 40–47
  6. ^ Feldman - Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X) …, 1983 -, [https://adsabs.harvard.edu/full/1983ApJ...275..367F On the unresolved fine structures of the solar atmosphere in the 30,000-20,000 temperature region U adsabs.harvard.edu] (עמ' 273), adsabs.harvard.eduAstrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), ‏1983
  7. ^ E.W Maunder, [https://adsabs.harvard.edu/full/1922MNRAS..82..534M e sun and sun-spots, 1820-1920Th - M] (עמ' Vol. 82, p.534-543), Monthly Notices of the Royal Astronomical adsabs.harvard.edu, ‏…, 1922
  8. ^ McIntosh, P. S., Title: The classification of sunspot groups, Journal: Solar Physics (ISSN 0038-0938),,,. vol. 125, Feb. 1990, עמ' p. 251-267
  9. ^ 1 2 H. C. Spruit, G. B. Scharmer, Fine structure, magnetic field and heating of sunspot penumbrae, Astronomy & Astrophysics 447, 2006-02-01, עמ' 343–354 doi: 10.1051/0004-6361:20054000
  10. ^ 1 2 3 RB Leighton, The solar granulation, adsabs.harvard.eduAnnual Review of Astronomy and Astrophysics, ‏- 1963
  11. ^ 1 2 V. I. Makarov, V. V. Makarova, Polar faculae and sunspot cycles, Solar Physics 163, 1996-02-01, עמ' 267–289 doi: 10.1007/BF00148001
  12. ^ 1 2 F. Albregtsen, P. B. Jorås, P. Maltby, Limb-darkening and solar cycle variation of sunspot intensities, Solar Physics 90, 1984-01-01, עמ' 17–30 doi: 10.1007/BF00153781
  13. ^ T.J. Bogdan, Sunspot Oscillations: A Review – (Invited Review), Solar Physics 192, 2000-03-01, עמ' 373–394 doi: 10.1023/A:1005225214520
  14. ^ J. Demouth, O. Devillers, H. Everett, M. Glisse, S. Lazard, R. Seidel, On the complexity of umbra and penumbra, Computational Geometry, Special Issue on the 23rd European Workshop on Computational Geometry 42, 2009-10-01, עמ' 758–771 doi: 10.1016/j.comgeo.2008.04.007
  15. ^ Rajeev Ramanath, Mark S. Drew, Penumbra and Umbra, Springer, Cham, 2021, עמ' 953–955, ISBN 978-3-030-63416-2. (בEnglish)
  16. ^ R. Schlichenmaier, R. Rezaei, N. Bello González, T. A. Waldmann, The formation of a sunspot penumbra, Astronomy & Astrophysics 512, 2010-03-01, עמ' L1 doi: 10.1051/0004-6361/201014112
  17. ^ G. A. Chapman, Solar variability due to sunspots and faculae, Journal of Geophysical Research: Atmospheres 92, 1987, עמ' 809–812 doi: 10.1029/JD092iD01p00809
  18. ^ H. Iijima, H. Hotta, S. Imada, K. Kusano, D. Shiota, Improvement of solar-cycle prediction: Plateau of solar axial dipole moment, Astronomy & Astrophysics 607, 2017-11-01, עמ' L2 doi: 10.1051/0004-6361/201731813
  19. ^ Andrey Tlatov, Alexandr Riehokainen, Kseniya Tlatova, The Characteristic Sizes of the Sunspots and Pores in Solar Cycle 24, Solar Physics 294, 2019-04-19, עמ' 45 doi: 10.1007/s11207-019-1439-1
  20. ^ V. G. Ivanov, E. V. Miletsky, Spörer’s law and relationship between the latitude and amplitude parameters of solar activity, Geomagnetism and Aeronomy 54, 2014-12-01, עמ' 907–914 doi: 10.1134/S0016793214070044
  21. ^ 1 2 David H. Hathaway, The Solar Cycle, Living Reviews in Solar Physics 12, 2015-09-21, עמ' 4 doi: 10.1007/lrsp-2015-4
  22. ^ P. Foukal, C. Fröhlich, H. Spruit, T. M. L. Wigley, Variations in solar luminosity and their effect on the Earth's climate, Nature 443, 2006-09, עמ' 161–166 doi: 10.1038/nature05072
  23. ^ R. Arlt, The Butterfly Diagram in the Eighteenth Century, Solar Physics 255, 2009-03-01, עמ' 143–153 doi: 10.1007/s11207-008-9306-5
  24. ^ George E. Hale, The Law of Sun-Spot Polarity, Proceedings of the National Academy of Sciences 10, 1924-01, עמ' 53–55 doi: 10.1073/pnas.10.1.53
  25. ^ B. H. McClintock, A. A. Norton, Recovering Joy’s Law as a Function of Solar Cycle, Hemisphere, and Longitude, Solar Physics 287, 2013-10-01, עמ' 215–227 doi: 10.1007/s11207-013-0338-0
  26. ^ N. R. Sheeley, The evolution of the photospheric network, Solar Physics 9, 1969-10-01, עמ' 347–357 doi: 10.1007/BF02391657
  27. ^ EN Frazier, JO Stenflo, [https://adsabs.harvard.edu/full/1978A&A....70..789F agnetic, velocity and brightness structure of solar faculaeM - … and], adsabs.harvard.eduAstrophysics, vol. 70, no. 6,, ‏Dec …, 1978
  28. ^ N. Bello González, M. Flores Soriano, F. Kneer, O. Okunev, Acoustic waves in the solar atmosphere at high spatial resolution, Astronomy & Astrophysics 508, 2009-12-01, עמ' 941–950 doi: 10.1051/0004-6361/200912275
  29. ^ A. Vecchio, G. Cauzzi, K. P. Reardon, K. Janssen, T. Rimmele, Solar atmospheric oscillations and the chromospheric magnetic topology, Astronomy & Astrophysics 461, 2007-01-01, עמ' L1–L4 doi: 10.1051/0004-6361:20066415
  30. ^ S. T. Butler, K. A. Small, The excitation of atmospheric oscillations, Proceedings of the Royal Society of London. Series A. Mathematical and Physical Sciences 274, 1997-01, עמ' 91–121 doi: 10.1098/rspa.1963.0116
  31. ^ Michele Meroni, Lorenzo Busetto, Luis Guanter, Sergio Cogliati, Giovanni Franco Crosta, Mirco Migliavacca, Cinzia Panigada, Micol Rossini, Roberto Colombo, Characterization of fine resolution field spectrometers using solar Fraunhofer lines and atmospheric absorption features, Applied Optics 49, 2010-05-20, עמ' 2858–2871 doi: 10.1364/AO.49.002858
  32. ^ Bruce W. Lites, The solar neutral iron spectrum, Solar Physics 32, 1973-10-01, עמ' 283–306 doi: 10.1007/BF00154942
  33. ^ A. J. Ångström, I. On the fraunhofer-lines visible in the solar spectrum, The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science, 1862-07-01 doi: 10.1080/14786446208643305
  34. ^ B. W. Lites, The Topology and Behavior of Magnetic Fields Emerging at the Solar Photosphere, Space Science Reviews 144, 2009-04-01, עמ' 197–212 doi: 10.1007/s11214-008-9437-x
  35. ^ Bruce T. Tsurutani, Walter D. Gonzalez, Frances Tang, Yen Te Lee, Great magnetic storms, Geophysical Research Letters 19, 1992, עמ' 73–76 doi: 10.1029/91GL02783
  36. ^ H. S. Hudson, C. J. Wolfson, T. R. Metcalf, White-Light Flares: A TRACE/RHESSI Overview, Solar Physics 234, 2006-03-01, עמ' 79–93 doi: 10.1007/s11207-006-0056-y
  37. ^ Yong Lin, OddbjØrn Engvold, Luc Rouppe van der Voort, Jun Elin Wiik, Thomas E. Berger, Thin Threads of Solar Filaments, Solar Physics 226, 2005-02-01, עמ' 239–254 doi: 10.1007/s11207-005-6876-3
  38. ^ Robert Howard, J. O. Stenflo, On the filamentary nature of solar magnetic fields, Solar Physics 22, 1972-02-01, עמ' 402–417 doi: 10.1007/BF00148705
  39. ^ Ilaria Ermolli, Kiyoto Shibasaki, Andrey Tlatov, Lidia van Driel-Gesztelyi, Solar Cycle Indices from the Photosphere to the Corona: Measurements and Underlying Physics, Space Science Reviews 186, 2014-12-01, עמ' 105–135 doi: 10.1007/s11214-014-0089-8
  40. ^ EA Spiegel, JP Zahn, [https://adsabs.harvard.edu/full/1992A&A...265..106S/0000106.000.html Title: The solar tachocline ,.], vol. 265, no. 1, p. 106-114 adsabs.harvard.edu Astronomy and Astrophysics, Journal: (ISSN 0004-6361)
  41. ^ Th Roudier, J. M. Malherbe, G. M. Mirouh, Dynamics of the photosphere along the solar cycle from SDO/HMI, Astronomy & Astrophysics 598, 2017-02-01, עמ' A99 doi: 10.1051/0004-6361/201629274
  42. ^ Rudolf Komm, Ineke De Moortel, Yuhong Fan, Stathis Ilonidis, Oskar Steiner, Sub-photosphere to Solar Atmosphere Connection, Space Science Reviews 196, 2015-12-01, עמ' 167–199 doi: 10.1007/s11214-013-0023-5
  43. ^ B. R. Durney, On the sun's differential rotation, Solar Physics 38, 1974-10-01, עמ' 301–309 doi: 10.1007/BF00155068
  44. ^ Bruce T. Tsurutani, Walter D. Gonzalez, Alicia L. C. Gonzalez, Fernando L. Guarnieri, Nat Gopalswamy, Manuel Grande, Yohsuke Kamide, Yoshiya Kasahara, Gang Lu, Ian Mann, Robert McPherron, Finn Soraas, Vytenis Vasyliunas, Corotating solar wind streams and recurrent geomagnetic activity: A review, Journal of Geophysical Research: Space Physics 111, 2006 doi: 10.1029/2005JA011273
  45. ^ Ovidiu Maris, Georgeta Maris, Specific features of the high-speed plasma stream cycles, Advances in Space Research, The Dynamic Heliosphere 35, 2005-01-01, עמ' 2129–2140 doi: 10.1016/j.asr.2005.02.068
  46. ^ A. Caroli, F. Giannattasio, M. Fanfoni, D. Del Moro, G. Consolini, F. Berrilli, Turbulent convective flows in the solar photospheric plasma, Journal of Plasma Physics 81, 2015-10, עמ' 495810514 doi: 10.1017/S0022377815000872
אוחזר מתוך "https://www.yisraelpedia.com/index.php?title=פוטוספירה&oldid=15200"
תוכן עניינים