השמש
| |
| מידע כללי | |
|---|---|
| סוג עצם: | כוכב |
| סוג כוכב: | ננס צהוב |
| סיווג ספקטרלי: | כוכב הסדרה הראשית מסוג G |
| על פי הרצשפרונג־ראסל: | כוכב מהסדרה הראשית מטיפוס G2V |
| מאפיינים תצפיתיים | |
| מרחק ממוצע מכדור הארץ: | 149,597,887 ק"מ (8.31 דקות במהירות האור) |
| בהירות נראית (V): | 26.8m− |
| בהירות מוחלטת: | 4.8999m |
| מאפיינים מסלוליים | |
| מרחק ממוצע מהמרכז הגלקטי: | 2.5×1017 ק"מ (26,000-28,000 שנות אור) |
| תקופה גלקטית (a): (משך המסלול סביב המרכז הגלקטי) |
225 עד 250 מיליון שנים (שנה גלקטית) |
| מהירות: – סביב מרכז הגלקסיה – ביחס לסביבה הגלקטית |
217 ק"מ/שנייה 20 ק"מ/שנייה |
| שיפוע ציר: – ביחס למישור המילקה – ביחס למישור הגלקטי |
7.25° 67.23° |
| משך זמן סיבוב: (בקו המשווה) | 25 יום, 9 שעות, 7 דקות ו־13 שניות |
| מהירות סיבוב: (בקו המשווה) | 7,174 ק"מ/שעה |
| מאפיינים פיזיים | |
| קוטר ממוצע: | 1,392,684 ק"מ (פי 109 מקוטר כדור הארץ) |
| רדיוס: | 696,342 ק"מ[1] |
| היקף: | 4.379×106 ק"מ (פי 109 מהיקף כדור הארץ) |
| שטח הפנים: | 6.09×1012 ק"מ2 (פי 11,900 משטח פני כדור הארץ) |
| נפח: | 1.41×1018 ק"מ3 (פי 1,300,000 מנפח כדור הארץ) |
| מסה: | 1.988435×1030 Kg (פי 332,946 ממסת כדור הארץ) |
| צפיפות: | 1.408 גרם/סמ"ק (פי 0.26 מכדור הארץ, ו־1.409 ממים) |
| כבידה על פני השטח: | 273.95 m s−2 |
| כבידה יחסית על פני השטח: | 27.9 ג'י |
| מהירות מילוט: | 617.54 ק"מ/שנייה (פי 55 ממהירות המילוט בכדור הארץ) |
| טמפרטורה: – פני השמש – הילת השמש – ליבת השמש |
5,785 קלווין 5.7×106 קלווין 15×106 קלווין |
| נהירות: (LS) | 3.827×1026 J s-1 |
| הרכב הפוטוספירה | |
| מימן: | 73.46 % |
| הליום: | 24.85 % |
| חמצן: | 0.77 % |
| פחמן: | 0.29 % |
| ברזל: | 0.16 % |
| ניאון: | 0.12 % |
| חנקן: | 0.09 % |
| צורן: | 0.07 % |
| מגנזיום: | 0.05 % |
| גופרית: | 0.04 % |
.svg){kind=small}
השֶּׁמֶשׁ היא כוכב מהסדרה הראשית מסוג G (ננס צהוב) שנמצא במרכז מערכת השמש. כדור הארץ וגופים נוספים הכוללים כוכבי לכת, כוכבי לכת ננסיים, כוכבי לכת מינוריים, אסטרואידים, שביטים ואבק בין־כוכבי, חגים סביב השמש במסלולים קבועים עקב כוח הכבידה שלה.
מסת השמש היא 99.86% מכל המסה הידועה של מערכת השמש, והשפעתה על הגופים השונים בה רבה מאוד. כוכבי הלכת במערכת השמש סובבים את השמש עקב כוח הכבידה שלה שמחזיק אותם במסלול ומונע מהם לברוח לחלל הרחוק. מסלולי הסיבוב הם אליפטיים בקירוב. כל גוף במערכת השמש מושפע במידה קטנה גם מגופים אחרים במערכת זו. כוח הכבידה הגדול של השמש מושך אליה חומר, ואילו רוח השמש שנפלטת כתוצאה מהפעילות התרמו־גרעינית שבתוכה דוחפת חומר החוצה ממנה.
השמש נמצאת בבועה המקומית על זרוע אוריון שבגלקסיית שביל החלב. השמש היא כוכב־התקן של המחלקה הספקטרלית G2V.
השמש ידועה גם בשם "חמה", ולעיתים מכונה בשם הלטיני סוֹל (Sol) או בשם היווני הֶלְיוֹס (Helios). אל השמש במיתולוגיה היוונית והרומאית הוא אפולו. במיתולוגיה הכנענית קרויה אלת השמש "שמש".
הסמל האסטרולוגי והאסטרונומי של השמש מורכב מעיגול שבמרכזו נקודה: .svg){kind=small}
. על אף שנראה שהסמל מציין את מיקום השמש במרכז מערכת השמש, הוא קדם לתפיסה ההליוצנטרית.
אטימולוגיה
[עריכת קוד מקור | עריכה]במקרא, המלה "שמש" מופיעה לעיתים בנקבה ולעיתים בזכר, ככל הנראה בשל היותה של האלה הכנענית שמש נקבה והאל המסופוטמי שַמַש (אנ') זכר[2]. בספרות התלמודית נמנעו מהשימוש במונח "שמש" (כמו גם "ירח"), המתייחס לאלוהות הכנענית והמקראית, והעדיפו את המונח הנייטרלי "חמה"[3].
אפיפניוס, שנולד להורים יהודים באזור בית גוברין בתחילת המאה ה־4 לספירה, תיעד את שמות כוכבי מערכת השמש לפי הפרושים, וביניהם שני השמות המוכרים לשמש: ἡμὰ (hēma, כלומר "חמה") ו־σέμες (semes, כלומר שמש; אף שהמונח "שמש" לא מוכר בהקשרים אסטרולוגיים בעברית בתר־מקראיית)[4][5].
מידע כללי
[עריכת קוד מקור | עריכה]השמש היא כדור ענקי של פלזמה לוהטת. הטמפרטורה על פניה היא 5,785 מעלות קלווין (כ־5,512 מעלות צלזיוס), ואילו במרכזה היא מגיעה לכ־15.7 מיליון מעלות. החום הרב השורר במרכז השמש מאפשר קיום תהליכים תרמו-גרעיניים, ובפרט היתוך גרעיני, שהם מקור האנרגיה של השמש. חלק מהאנרגיה הזו נפלט מפני השמש כאור נראה, קרינה אולטרה-סגולה וקרינה אינפרא-אדומה שמספקות את עיקר האנרגיה לקיום חיים על פני כדור הארץ.
קוטר השמש הוא כ-1,392,000 קילומטר, ונפחה גדול פי יותר ממיליון מנפח כדור הארץ. מסתה גדולה ממסת כדור הארץ פי 300,000 בקירוב, והיא עשויה בעיקר ממימן (74%) ומהליום (24%). היא מכילה בשיעורים קטנים גם חמצן, פחמן, חנקן, ניאון, ברזל, צורן, מגנזיום, גופרית ויסודות אחרים.
השמש סובבת סביב צירה, אך היא אינה גוף קשיח, וזאת ניתן לראות בכתמי השמש, שהם תוצאה של פעילות מגנטית חזקה על פני השמש. צבעם כהה יותר מפני השמש בגלל הטמפרטורה הנמוכה שלהם יחסית לפני השמש. מחזור הסיבוב של השמש סביב צירה משתנה בהתאם לקו הרוחב והוא המהיר ביותר באזור קו המשווה. זמן המחזור הוא כ-25.5 יום באזור קו המשווה, ו-33.5 יום בקטבים[6].
גילה המוערך של השמש הוא 4.56789 מיליארד שנים. היא נעה במסלול בגלקסיית שביל החלב במרחק של כ־26 אלף עד 28 אלף שנות אור ממרכז הגלקסיה, ומשלימה סיבוב סביבו בכ־226 מיליון שנים.
קרני אור שיוצאות מהשמש מגיעות לפני כדור הארץ כעבור כ־8:15 דקות, כנגזר מהמרחק שבין כדור הארץ לשמש (כ־150,000,000 ק"מ, או יחידה אסטרונומית אחת), וממהירות האור.
לעיתים מסתיר הירח את השמש מעיני צופים הנמצאים על כדור הארץ. תופעה זו קרויה ליקוי חמה, ובמשך דורות רבים הטילה אימה על האדם.
סיווגה של השמש בדיאגרמת הרצשפרונג־ראסל הוא G2V שמשמעותו כי השמש היא כוכב צהוב מהסדרה הראשית, הנמצא בשלב של היתוך גרעיני של מימן.
מחזור חיים
[עריכת קוד מקור | עריכה]ההיסטוריה של השמש ועתידה
[עריכת קוד מקור | עריכה]
קיומם של יסודות כבדים במערכת השמש, כגון ברזל, זהב ואורניום, מצביע על כך שהשמש לא נמנית עם הדור הראשון של הכוכבים, כלומר, היא נוצרה משרידיהם של כוכבים קדומים יותר אשר יצרו יסודות כבדים אלה. הדרך הסבירה ביותר להופעת יסודות כאלה היא התהליכים הגרעיניים המתרחשים בהתפרצות של סופרנובה או מהתמרת יסודות דרך ספיגת נייטרונים בליבה של כוכב מסיבי מן הדור הראשון.
מסת השמש היא כ־1.9891x1030 קילוגרם, קטנה מן הגבול התחתון ליצירת חור שחור (עבורו נדרשת מסה של 20 מסות שמש) או אף לכוכב נייטרונים (ליבה מינימלית של 1.44 מסות שמש, גבול צ'נדראסקאר). לפיכך, על פי המודל המקובל של מחזור החיים של כוכב, בעוד כחמישה מיליארד שנים יותכו כ־90% מהמימן שבליבתה להליום, והיא תהפוך לענק אדום. בשלב זה יתחיל היתוך נמרץ של גרעיני הליום בתהליך שנקרא "הבזק הליום", ואז תעלה טמפרטורת הליבה שלה לכ־300 מיליון מעלות, והשכבות החיצוניות של השמש יתפשטו אל מעבר למסלולו הנוכחי של כדור הארץ. בהמשך, תנודות בטמפרטורה יגרמו לשמש להשיל את שכבותיה החיצוניות, שיהפכו לערפילית פלנטרית, וליבת השמש תהפוך לננס לבן המצטנן לאיטו בחלל. בחלוף הזמן תרד בהדרגה תדירות הקרינה, והננס הלבן יהפוך לננס שחור.
מסת השמש
[עריכת קוד מקור | עריכה]
ערך מורחב – מסת שמש
מסת השמש מוערכת בכ־1.9891x1030 קילוגרם. מסה זו נחשבת ל־1 מסת שמש, ומסומנת לרוב ב־. מסת השמש היא יחידת ייחוס להערכת מסות של כוכבים אחרים.
צבע השמש
[עריכת קוד מקור | עריכה]
צבעה האמיתי של השמש הוא לבן, ולכן קרני השמש נקראות "אור לבן". את צבעה הלבן ניתן לראות מחוץ לאטמוספירת כדור הארץ, כלומר בחלל. כאשר צופים בשמש על פני כדור הארץ במשך היום, היא נראית בגוון צהבהב בשל פיזור ריילי, והיא נוטה במקצת לצבע הכתום בזמני הזריחה והשקיעה בשל פיזור מיי.
מבנה
[עריכת קוד מקור | עריכה]השמש מורכבת משני חלקים, פנימי וחיצוני, המחולקים למספר מקטעים. חלקה הפנימי מורכב מליבת השמש, מהחלק הקרינתי ומהחלק ההסעתי. החלק החיצוני של פני השמש, זה הנראה לעין ושממנו נפלטת קרינת השמש לחלל, הוא הפוטוספירה, שעוביה כמה מאות קילומטרים. מעל הפוטוספירה מצויה האטמוספירה של השמש, צבעה כתום והיא מכונה כרומוספירה. מעבר לכרומוספירה מצויה שכבת מעבר שעובייה כ־75,000 קילומטר, ומעבר לה מצויה העטרה שבה ניתן לחזות בשעת ליקוי חמה מלא.
ליבת השמש
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערך מורחב – ליבת השמש
רדיוס ליבת השמש הוא 20%–25% מהרדיוס הכולל של השמש[7]. אזור זה מהווה את מקור האנרגיה של השמש, שכן רק בו מתקיים היתוך גרעיני. התנאים השוררים בליבת השמש על מנת לאפשר היתוך גרעיני קיצוניים ביותר, צפיפותו הממוצעת עומדת על כ־150,000 קילוגרם למטר מעוקב (פי 150 מהצפיפות של מים), הטמפרטורה בו היא כ-15,700,000 מעלות צלזיוס.
התהליכים המתרחשים בליבת השמש מהווים את המקור לאנרגיית האור והחום המאפשרות את קיום החיים בכדור הארץ. מקור האנרגיה הוא בתהליכי היתוך גרעיני המתקיימים בליבת השמש, שבהם ארבעה אטומי מימן עוברים היתוך לאטום הליום אחד. מסתו של אטום הליום קטנה במעט מזו של ארבעה אטומי מימן, והפרש המסות מומר לאנרגיה, בהתאם למשוואת תורת היחסות E=mc², שגילה אלברט איינשטיין, שבה E היא האנרגיה, m המסה ו־c² מהירות האור בריבוע. השמש ממירה מדי שנייה כ־685 מיליון טון מימן להליום, ומאבדת בתהליך זה מסה של כ־4 מיליון טונות, ההופכים לאנרגיה. לפי הערכות עדכניות, במהלך חייה של השמש ככוכב הסדרה הראשית, הומרה עד עתה לאנרגיה מסה הגדולה פי 100 ממסתו של כדור הארץ.
קצב ההיתוך בליבה נמצא בשיווי משקל יציב: גידול של קצב ההיתוך יגרום לליבה להתחמם ולהתרחב מעט כנגד משקל השכבות החיצוניות וצפיפותה תקטן מעט. התוצאה תהיה הקטנת קצב ההיתוך ותיקון הסטייה למצב שיווי המשקל; והפחתה של קצב ההיתוך תגרום לליבה להתקרר ולהתכווץ מעט, מה שיגדיל את צפיפותה ויגדיל את קצב ההיתוך.
רק 0.8% מהאנרגיה הנוצרת בשמש מגיעה מרצף אחר של תגובות היתוך הנקרא מחזור CNO, אם כי שיעור זה צפוי לעלות ככל שהשמש תהייה מבוגרת וזוהרת יותר[8][9].
ניתוח עדכני של נתוני משימת SOHO מראה, כי קצב הסיבוב של הליבה מהיר יותר מאשר באזור הקרינתי שעוטף את הליבה[7].
| 1. ליבת השמש 2. האזור הקרינתי 3. האזור ההסעתי 4. פוטוספירה 5. כרומוספירה | 6. עטרה 7. כתם שמש 8. גִּרְעוּן 9. התפרצות סולרית |
האזור הקרינתי
[עריכת קוד מקור | עריכה]_as_of_January_20,_2020.jpg)
האזור הקרינתי שרוחבו כ-45% מרדיוס השמש, מהווה השכבה העבה ביותר של השמש. הוא משתרע מהליבה ועד לרדיוס של 70% מרדיוס השמש, והאנרגיה מועברת דרכו בעיקר על ידי קרינה: פוטונים שנפלטו מליבת השמש נקלטים באטומים ונפלטים, וחוזר חלילה. באזור זה נופלת הטמפרטורה מ-7 מיליון מעלות ל-2 מיליון מעלות, בקירוב, והצפיפות יורדת מ-20,000 ל-200 קילוגרם למטר מעוקב ככל שמתרחקים ממרכז השמש אל השפה החיצונית של האזור הקרינתי[9].
שכבת המעבר (Tachocline)
[עריכת קוד מקור | עריכה]שכבת המעבר היא שכבה דקה בין אזור הקרינה לאזור ההסעה. באזור זה יש מעבר חד בין הסיבוב האחיד של אזור הפלזמה באזור הקרינתי לבין הסיבוב הדיפרנציאלי של האזור ההסעתי. מצב זה, שבו שכבות אופקיות סמוכות מחליקות זו על פני זו, יוצר כוחות גזירה משמעותיים בין השכבות[10].
משערים כי אפקט דינמו בשכבה זו יוצר את השדה המגנטי של השמש[11].
האזור ההסעתי
[עריכת קוד מקור | עריכה]האזור ההסעתי משתרע מרדיוס של 70% מרדיוס השמש ועד סמוך לפני השטח שלה. בשכבה זו פלזמת השמש אינה צפופה מספיק או חמה מספיק כדי להעביר את האנרגיה כלפי חוץ באמצעות קרינה. במקום זאת, "בועות" חומר עולות בו מהאזור הקרינתי אל פני השמש. לאחר הגעתן אל פני השמש, החומר בבועות מתקרר, צפיפותו גדלה והבועות שבות ושוקעות אל תחתית האזור ההסעתי, שם יתחממו שוב וחוזר חלילה. תנועה זו של בועות חומר אל פני השמש גורמת למראה המנוקד, הגרעיני, של פני השמש. בשכבה העליונה של אזור ההסעה יורדת הטמפרטורה לכ-5,700 מעלות קלווין, והצפיפות יורדת ל-0.2 גרם למטר מעוקב.
פוטוספירה
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערך מורחב – פוטוספירה
הפוטוספירה היא שכבה המהווה את פני השמש הנראים, ובה מתרחשות כל התופעות הנראות על השמש. פוטונים הנוצרים בשכבה זו עוברים דרך אטמוספירת השמש השקופה שמעליה, ומהווים את קרינת השמש.
הטמפרטורה השוררת בפוטוספירה היא כ־5,500 מעלות צלזיוס. פני השמש אינם חלקים, אלא דמויי גרעיני חמנית, הנוצרים מזרמי בועות הגז, שעולים משכבת ההסעה. הקצוות הכהים של הגרעינים הם גז שהצטנן, היורד חזרה לשכבת ההסעה.
עובי הפוטוספירה הוא עשרות עד מאות קילומטרים, והיא קצת יותר שקופה מהאוויר על פני כדור הארץ. כיוון שחלקה העליון של הפוטוספירה קריר יותר מחלקה התחתון, השמש נראית בהירה יותר במרכז מאשר בשוליים של דיסקת השמש, תופעה המכונה Limb darkening[12].
ספקטרום אור השמש הוא בקירוב ספקטרום גוף שחור בטמפרטורה של 5,777 מעלות קלווין, מרוצף בקווי בליעה אטומיים של הגזים בשכבות הדלילות שמעל הפוטוספירה. צפיפות הפוטוספירה היא כ- חלקיקים למטר מעוקב, כ-0.37% מצפיפות החלקיקים באטמוספירת כדור הארץ בגובה פני הים. הפוטוספירה אינה מיוננת במלואה – מידת היינון היא כ-3%, כך שכמעט כל המימן הוא בצורה אטומית[13].
כרומוספירה
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערך מורחב – כרומוספירה
הכרומוספירה היא שכבה המהווה את האטמוספירה התחתונה של השמש. מקור השם כרומוספירה במילה היוונית "כרומה" שפירושה צבע. הכרומוספירה נראית לעין בלתי מזוינת לזמן קצר בתחילתו ובסיומו של ליקוי חמה מלא, כאשר הפוטוספירה מוסתרת על ידי הירח[14]. צבעה האדמדם של הכרומוספירה נובע מפליטות אלקטרומגנטיות בקו הספקטרלי .
הכרומוספירה דלילה מאוד. צפיפותה קטנה פי כ-10,000 מצפיפות הפוטוספירה, והיא משתנה מ-2x10-7 גרם לסמ"ק בגבולה הפנימי ל-1.5x10-14 גרם לסמ"ק בשכבת הגבול העליונה שלה. טמפרטורת הכרומוספירה עולה בהדרגה עם הגובה, ומגיע ל-20,000 מעלות קלווין בקצה העליון[12]. בחלקה העליון של הכרומוספירה ההליום מיונן באופן חלקי[15].
מעל הכרומוספירה יש שכבת מעבר דקה שעוביה כ-200 ק"מ, בה עולה הטמפרטורה בחדות מכ-20,000 מעלות קלווין בחלקה העליון של הכרומוספירה ל-1,000,000 מעלות קלווין בערך. עליית הטמפרטורה נגרמת מיינון מלא של ההליום באזור המעבר, מה שמצמצם מאוד את הקירור באמצעות קרינה של הפלזמה[16]. קשה לצפות בשכבת המעבר מכדור הארץ, אך ניתן לצפות בה מלוויינים בחלל הרגישים לקרינה בתחום האולטרה-סגול הרחוק[17].
עטרה
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערך מורחב – עטרה (שמש)
.jpg)
העטרה, הנקראת גם הילת השמש או קורונה, מהווה את האטמוספירה העליונה של השמש. היא נראית רק בזמן ליקוי חמה. ההילה משתרעת למרחק של מיליוני ק"מ מהשמש. אך בשל צפיפותה הנמוכה לא ניתן לראותה בעין בלתי מזוינת, אלא בזמן ליקוי חמה מלא, שבו מסתיר הירח את הפוטוספירה.
ההילה סימטרית כאשר פעילות השמש מינימלית, וגועשת כאשר פעילות השמש מקסימלית. טמפרטורת ההילה מגיעה לשני מיליון מעלות קלווין, אם כי באזורים החמים ביותר שלה עשויה הטמפרטורה להגיע ל-8 מיליון עד 20 מיליון מעלות קלווין[18]. אין הסבר מלא לטמפרטורה הגבוהה של הקורונה, אך ידוע כי לפחות חלק מהחום נוצר עקב האיחוי המגנטי[19]. זרימה של פלזמה מהשמש אל החלל הבין-פלנטרי נקראת רוח השמש.
בהילה מופיעים ונעלמים "חורים" (Coronal holes), אזורים קרים ודלילים יחסית, שבהם קווי השדה המגנטי של השמש נמשכים לחלל הבין-פלנטרי, בניגוד לקווי השדה השכיחים בהילה, שיוצרים קשתות בין אזורים עם קוטביות מגנטית הפוכה. קווי השדה הפתוחים מאפשרים לחלקיקי רוח השמש להימלט משדה הכבידה של השמש במהירות גבוהה יותר[20].
פעילות סולרית
[עריכת קוד מקור | עריכה]
כתמי שמש מחזור סולרי
[עריכת קוד מקור | עריכה]כתמי השמש מופיעים במחזור לא לגמרי סדיר של כ־11 שנים. בשיא המחזור מתעצמת כמות הכתמים פי 10 ויותר. מאחר שהכתמים נוצרים מהפעילות המגנטית של השמש ומהתפרצויות המשחררות לחלל חלקיקים טעונים הבאות בעקבותיה, יש למחזור הכתמים השפעה גם על כדור הארץ. דוגמה להשפעה ברורה היא הפרעות תקשורת, הנוצרות מהגעת החלקיקים הטעונים לאטמוספירה. כמו כן ההשפעה על התגברות תופעת זוהר הקוטב. לא ברור אם קיימת השפעה על האקלים בכדור הארץ. ידוע רק שבסוף המאה ה-17 ותחילת המאה ה-18 חלה תקופת התקררות (תקופת הקרח הקטנה) בכדור הארץ, במקביל להפסקת תופעת כתמי השמש. שיא כתמי השמש האחרון התרחש בשנים 2000–2001.
השפעה על כדור הארץ
[עריכת קוד מקור | עריכה]שדה מגנטי
[עריכת קוד מקור | עריכה]חקר השמש
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערכים מורחבים – יוליסס (גשושית), Parker Solar Probe
הלוויינים הראשונים שתוכננו לתצפית ממושכת של השמש מהחלל היו לווייני פיוניר 6, 7, 8 ו-9 של נאס"א, ששוגרו בין השנים 1959 ו-1968. גשושיות אלו הקיפו את השמש במרחק דומה לזה של כדור הארץ וביצעו מדידות מפורטות ראשונות של רוח השמש והשדה המגנטי הסולארי. פיוניר 9 פעלה במשך זמן רב במיוחד, והעבירה נתונים עד מאי 1983[21].
בשנות ה-70, שתי חלליות הליוס (Helios) והטלסקופ שהורכב על תחנת החלל סקיילאב, סיפקו למדענים נתונים חדשים ומשמעותיים על רוח השמש וההילה. הגשושיות הליוס 1 ו-2 היו שיתופי פעולה של ארצות הברית וגרמניה, שחקרו את רוח השמש ממסלול אליפטי סביב שבנקודה הקרובה ביותר לשמש היה מרוחק ממנה כדי 43.432 מיליון ק"מ, קרוב יותר ממסלולו של כוכב חמה[22]. סקיילאב, ששוגרה על ידי נאס"א ב-1973, כללה טלסקופ שהופעל על ידי האסטרונאוטים בתחנה. סקיילאב ביצעה את התצפיות הראשונות בדינמיקה של שכבת המעבר בין הכרומוספירה לקורונה ובפליטת קרינה בתחום האולטרה סגול מהילת השמש. בין התגליות – התצפיות הראשונות של חורים בהילה[22].
- יוליסס היא גשושית לחקר השמש שנבנתה על ידי סוכנות החלל האירופית ושוגרה באמצעות מעבורת החלל דיסקברי (משימה STS-41) ב־6 באוקטובר 1990. הגשושית הפסיקה לפעול ב־30 ביוני 2009.
- הגשושית Parker Solar Probe שוגרה במהלך שנת 2018 במטרה לחקור את אטמוספירת השמש. זאת תוך שמירה על מסלול אליפטי המאפשר לה להתקרב עד מרחק של 5.9 מיליון קילומטרים מפני השמש.
- טלסקופ החלל SOHO
- Solar Dynamics Observatory – DSO
מקור האנרגיה של השמש
[עריכת קוד מקור | עריכה]
משחר ההיסטוריה ידוע שקרינת השמש חיונית לחיים על כדור הארץ, אך לקדמונים לא הייתה כל דרך למצוא מה גורם לשמש לבעור.
את הניסיון הראשון בכיוון זה עשה ב־1848 רופא גרמני בשם יוליוס מאייר (Mayer), שחישב כי אם השמש (שממדיה כבר היו ידועים באותה עת) הייתה עשויה כולה פחם, היא הייתה יכולה לספק אנרגיה בקצב הנוכחי במשך 5,000 שנה בלבד. הוא בחן גם את האפשרות שמקור האנרגיה של השמש הוא מטאוריטים הפוגעים בה, אלא שכדי להקרין די אנרגיה באופן כזה, היה על המסה של השמש לעלות עם הזמן במידה משמעותית, בניגוד לתצפיות האסטרונומיות.
ב־1854 הציעו פון הלמהולץ ולורד קלווין שמקור האנרגיה של השמש בהתכווצות הגז המרכיב אותה. הם חישבו שבאופן כזה תוכל השמש לבעור כשלושים מיליון שנה. בתחילת המאה ה-20 שיער אדינגטון שהשמש מנצלת תגובות גרעיניות. מכניקת הקוונטים לא הייתה קיימת אז, וכך לא יכול היה אדינגטון להוסיף פרטים להשערה זו.
בשנת 1925 הייתה ססיליה פיין־גפושקין לאדם הראשון שקיבל דוקטורט באסטרונומיה מאוניברסיטת הרווארד. בתוקף עבודתה הייתה הראשונה שפירשה נכון את ספקטרום אור השמש, והראתה שהשמש עשויה בעיקר ממימן ומעט הליום.
ב־1938 הציע הנס בתה סדרה מורכבת של תגובות גרעיניות המתאימות לטיפוסי הקרינה הנפלטים מן השמש; תגובות אלה הן הבסיס למה שמכונה היום "המודל הסטנדרטי של השמש". לפי בתה, בשרשרת תגובת של היתוך גרעיני המכונה שרשרת פרוטון־פרוטון, בסך הכול 4 אטומי מימן הופכים לאטום אחד של הליום (למעשה, 6 אטומי מימן מגיבים ליצור אטום הליום אחד, תוך פליטה של 2 אטומי מימן). 0.71% מהמסה החסרה הופך לאנרגיית חום, הקורנת מן הפוטוספירה. בקצב הקרינה שלה השמש יכולה לפעול כ־10 מיליארד שנים, וכיוון שהיא כבר קיימת כ־4.6 מיליארד שנים, הרי שנותרו לה עוד 5.4 מיליארד שנים להקרין אנרגיה.
השמש בתרבות האנושית
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערך מורחב – אל השמש
לאורך ההיסטוריה האנושית, ראו תרבויות שונות בשמש גוף מקודש. היסטוריונים למדו מהספרות ומהמיתולוגיות השונות כי עמים סגדו לשמש והאנישו אותה בדמות אלי שמש שונים. פעמים רבות ייחסו תרבויות שונות יכולות וכוחות גדולים יותר לאלי השמש שלהם ביחס לשאר האלים.
כמעט בכל תרבות ניתן למצוא אל שמש: בהינדואיזם מתוארת השמש בצורה הנראית של אלוהים שאותה יכולים לראות הכול מדי יום ביומו וסוריא הייתה אלת השמש הראשית. בתרבות הכנענית השמש הייתה אלה ששמה היה שמש או שפש, וכינויה היה "מנורת האלים". במיתולוגיה מצרית אל השמש היה רע. אמונה רווחת הייתה כי האל שט בסירת השמש, ובלילה הוא עובר בשאול, מתחת לפני הקרקע או במנהרה תת־קרקעית. בפירמידות שונות נמצאו סירות שמש שמטרתן הייתה להשיט את נשמתו של הנפטר לעבר השמש אל חיי נצח. גם תרבויות עתיקות באמריקה, כדוגמת בתרבות האינקה ותרבות האצטקים סגדו לשמש ולאלים שלה.
באסטרולוגיה העתיקה חולקו ימי השבוע לשבעת כוכבי הלכת כך שיום ראשון הוא בשליטת השמש[23]. מכך נובע במספר שפות שיום ראשון נקרא מילולית "יום־השמש" (כגון, אנגלית: Sunday; גרמנית: Sonntag; דנית: Søndag).
יהדות
[עריכת קוד מקור | עריכה]על פי התורה, אלוהים ברא את השמש ביום הרביעי של ששת ימי הבריאה. היהדות אוסרת על כל אמונה בשמש כאל ועל פולחן אליה. בתפילת שחרית, אותה מתפללים לפי היהדות בכל בוקר, הוקדשה ברכה מיוחדת המשבחת את ה' על יצירת המאורות, בהם השמש. בנוסף, ברכת החמה, בה מודים ומשבחים את האל על בריאת השמש וקיומה, נאמרת בכל תחילת מחזור של 28 שנים כאשר השמש מגיעה לנקודה שבה הייתה בשעת בריאתה (לפי סיפור הבריאה בספר בראשית) באותו יום בשבוע (רביעי) ובאותו זמן ביממה (תחילת הלילה)[24].
הלוח העברי מבוסס בעיקרו על מחזוריות של היראות הלבנה תוך כדי תיאום לשנה השמשית. מדי כשנתיים או שלוש שנים, על פי מחזוריות קבועה, מוסיפים חודש (אדר א') לשנה, מעשה הנקרא עיבור השנה, כדי לתאם את שנת החמה עם חודשי הלבנה, כך שחג הפסח יישמר בעונת האביב, כמו שכתוב בפסוק ”שָמור את חֹדש האביב”[25].
לוח השנה במגילות קומראן, שנוסד על פי ספר מהלך המאורות, מבוסס על מהלך השמש בלבד. השנה מחולקת לארבע תקופות, המתחילות בשתי נקודות השוויון ובשתי נקודות ההיפוך.
בהלכה
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ערך מורחב – לא תעשון אתי
הפסוק ”לא תעשון אִתי” פורש על ידי חז"ל כמקור לאיסור ליצור תבליט של שמש. ישנה מחלוקת האם גם ציור או תחריט של שמש בכלל האיסור, או רק תבליט.
יוון
[עריכת קוד מקור | עריכה]בתקופות מאוחרות המשיכו גם היוונים בהאנשת השמש במיתולוגיה שלהם והאל הליוס אשר רכב על כרכרת אש בשמיים, היה יוצר את היום, ואז רוכב למחילה תת־קרקעית ובכך יוצר את הלילה. בשלבים מאוחרים היה אפולו אל השמש הראשי של היוונים.
רומא
[עריכת קוד מקור | עריכה]ב-500 שנות שלטונה של האימפריה הרומית אומצו האלים השונים מהתרבות היוונית ואת הליוס החליף אל השמש סול. הכינוי "סול אינביקטוס" (Sol Invictus) שמשמעותו "השמש הבלתי מנוצחת" אומץ למספר אלי שמש נוספים והוטבע על מטבעות רומיים שונים במהלך המאה ה־3 והמאה ה־4.
נצרות
[עריכת קוד מקור | עריכה]חוקרי האיקונוגרפיה הנוצרית מצאו דימויים רבים המזהים את ישו עם השמש, כגון הכתר הזוהר, הכרכרה הבהירה, ויש המשערים כי המשיכה הנוצרית ל־25 בדצמבר מקורה בטקסים פגניים לציון אל השמש.
לקריאה נוספת
[עריכת קוד מקור | עריכה]- צפריר קולת, אטלס השמים הישראלי, מפה, 2004
- טימותי פריס, מכת שמש, נשיונל ג'יאוגרפיק ישראל, יוני 2012
קישורים חיצוניים
[עריכת קוד מקור | עריכה]
- אשכול כתבות על השמש, באתר "הידען"
- הערך "השמש", באתר אסטרופדיה
- כתבות ומאמרים בנושא השמש, באתר סוכנות החלל הישראלית
- הערך "תצפית בשמש", באתר אסטרופדיה
- הערך "אפימרידים של השמש", באתר אסטרופדיה
- הספר העולמי: השמש, באתר נאס"א (באנגלית)
- דף נתונים על השמש, באתר נאס"א (באנגלית)
- שירות הידען, עונות בשמש (על פעילות כתמי השמש), באתר "הידען", 17 בנובמבר 2003
- צילום וידאו של השמש, באתר נאס"א
- אתר טלסקופ החלל Solar Dynamics Observatory, באתר נאס"א
- עודד כרמלי, הפעילות המגנטית של השמש הולכת ונחלשת, באתר סוכנות החלל הישראלית, 9 ביולי 2017
- השמש, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)
- עדי זריפי, לולאת אש ענקית: התמונה המרהיבה וחסרת התקדים מהשמש, באתר מאקו, 22 בפברואר 2022
- קלוז אפ בחלל: ממרחק 75 מיליון ק"מ - השמש בתצלום הקרוב ביותר, באתר מאקו, 28 במרץ 2022
שמש, דף שער בספרייה הלאומית
הערות שוליים
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ^ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", The Astrophysical Journal, 750 (2): 135, arXiv:1203.4898, Bibcode:2012ApJ...750..135E, doi:10.1088/0004-637X/750/2/135, ISSN 0004-637X
- ^ נחום מ. סרנה, "שֶׁמֶשׁ", בתוך: אנציקלופדיה מקראית ח, מוסד ביאליק, 1982, עמ' 182 (גרסה מקוונת של הספר (לבעלי הרשאה), באתר "כותר")
- ^ Robert R. Stieglitz, The Hebrew Names of the Seven Planets, Journal of Near Eastern Studies 40, 1981, עמ' 136
- ^ אפיפניוס מסלמיס, פנריון, 15.2
- ^ Robert R. Stieglitz, The Hebrew Names of the Seven Planets, Journal of Near Eastern Studies 40, 1981, עמ' 135
- ^ Kenneth J. H. Phillips, Guide to the sun, 1. paperback ed., reprinted, Cambridge: Cambridge University Press, 1995, ISBN 978-0-521-39788-9
- ^ 1 2 Rafael A. García, Sylvaine Turck-Chièze, Sebastian J. Jiménez-Reyes, Jérôme Ballot, Pere L. Pallé, Antonio Eff-Darwich, Savita Mathur, Janine Provost, Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core, Science 316, 2007-06-15, עמ' 1591–1593 doi: 10.1126/science.1140598
- ^ M J Goupil, Y Lebreton, J P Marques, R Samadi, F Baudin, Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns, Journal of Physics: Conference Series 271, 2011-01-01, עמ' 012031 doi: 10.1088/1742-6596/271/1/012031
- ^ 1 2 M. Agostini et al., Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun, Nature 587, 2020-11, עמ' 577–582 doi: 10.1038/s41586-020-2934-0
- ^ Tobias, S.M, .The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo, CRC Press, 2005, עמ' 193-235, ISBN 978-0-8493-3355-2. (באנגלית)
- ^ The Solar Interior, נאסא
- ^ 1 2 K. D. Abhyankar, A Survey of the Solar Atmospheric Models, 1977-06
- ^ Mark P. Rast, Ake Nordlund, Robert F. Stein, Juri Toomre, Ionization Effects in Three-dimensional Solar Granulation Simulations, The Astrophysical Journal 408, 1993-05-01, עמ' L53 doi: 10.1086/186829
- ^ World Book at NASA - Sun, נאס"א
- ^ V. H. Hansteen, E. Leer, T. E. Holzer, The Role of Helium in the Outer Solar Atmosphere, The Astrophysical Journal 482, 1997-06-10, עמ' 498–509 doi: 10.1086/304111
- ^ V. H. Hansteen, E. Leer, T. E. Holzer, The Role of Helium in the Outer Solar Atmosphere, The Astrophysical Journal 482, 1997-06-10, עמ' 498 doi: 10.1086/304111
- ^ Bhola N. Dwivedi, Our ultraviolet Sun, Current Science 91, 2006, עמ' 587–595
- ^ R. Erdélyi, I. Ballai, Heating of the solar and stellar coronae: a review, Astronomische Nachrichten 328, 2007-10, עמ' 726–733 doi: 10.1002/asna.200710803
- ^ C. T. Russell, Solar Wind and Interplanetary Magnetic Field: A Tutorial, Washington, D. C.: American Geophysical Union, 2013-03-19, עמ' 73–89, ISBN 978-1-118-66835-1
- ^ Yunchun Jiang, Huadong Chen, Yuandeng Shen, Liheng Yang, Kejun Li, Hα Dimming Associated With the Eruption of a Coronal Sigmoid in the Quiet Sun, Solar Physics 240, 2007-01-01, עמ' 77–87 doi: 10.1007/s11207-006-0257-4
- ^ Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9, web.archive.org, 2012-04-02
- ^ 1 2 L. F. Burlaga, Magnetic fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results, 2001-12-01 doi: 10.1016/s0032-0633(01)00098-8
- ^ דיו קסיוס, ספר 37, פרק 19
- ^ תלמוד בבלי, מסכת ברכות, דף נ"ט, עמוד ב'
- ^ ספר דברים, פרק ט"ז, פסוק א'
| מערכת השמש | |
|---|---|
| |
| ראו גם: פורטל מדעי החלל |
