זריחת הירח המלא - ירח כתום וגדול - למה זה קורה?!

זריחת הירח

 צפייה בזריחת הירח המלא היא חוויה מיוחדת משתי סיבות:

1. הירח נראה ענק פי 2 ויותר מגודלו האמיתי.
2. הירח נראה בצבעי כתום אדום ולא בצבע הלבן הרגיל.

ירח גדול וכתום

צפייה בירח הזורח

לצפייה בירח הזורח והגדול לא נדרשים שום אמצעים מיוחדים, אבל כדי לראות אותו אדום וגדול צריך לראותו אותו מיד בזריחתו. את זמני הזריחה של הירח אפשר לראות באתרים רבים כדוגמת heavens above כמו כן יש לבדוק שבניינים או הרים לא חוסמים את מקום עליית הירח. אחרי שנמצא את המקום המתאים יש רק לחכות שהירח יופיע ולהנות מהצבע המסתורי. לחילופיi אפשר לראות את אותן תופעות כאשר הירח שוקע באם זה יותר נוח מבחינת שעות ו/או מיקום.


הצפייה מומלצת בירח מלא ובייחוד בירח הזורח כעשרים דקות לאחר השקיעה על רקע שמים שאינם חשוכים לגמרי. צפייה בירח לפני המילוא, זריחתו היא על שמים כחולים והאפקט לא יהיה ניכר, לאחר אמצע החודש זריחת הירח מתאחרת לתוך הלילה, אולם גם המחזה של ירח אדום/כתום שאינו מלא, זורח הוא מחזה יפה ומומלץ לנסות לראות, עד ששעת הזריחה נהיית מאוחרת מדי בלילה.

למה הירח כל כך גדול ?

שאלת גודל הירח בזריחה היא שאלה עתיקה אולם גם היום אין הסבר ותשובה מלאה לתופעה זו. ברור שהתופעה היא אשליה בלבד. הירח לא באמת יותר גדול ועובדה ששעתיים לאחר מכן כאשר הוא גבוה בשמים הוא נראה בגודל הרגיל שלו. כמו כן צילום של הירח יראה אותו בגודל הרגיל. למעשה הירח אפילו מעט קטן יותר בזריחה מאחר ומרחקו מהצופה כולל גם את רדיוס כדור הארץ. זהו הבדל קטן מאד אבל ניתן לבדוק אותו באצמעות שימוש במצלמה כאשר מצלמים את הירח בזריחתו ובשיא גובהו, בערך בחצות הלילה. אשליה זו נזכרת אפילו אצל תלמי וגם עוד קודם.

ירח אדום/כתום

ההסברים לאשליה זו הם חלקיים. אנחנו יודעים שהירח גדול וכאשר הוא נמוך באופק אנו משווים אותו לעצמים אחרים והמוח מגדיל את הירח בגלל הידע שלנו. זה נכון אבל זה הסבר חלקי. גם אם נתבונן בירח דרך צינור בלי לראות שום דבר אחר הוא ייראה גדול. הסברים אחרים הם בגלל שצורת השמים אינה כדורית אלא יותר דומה לקערה, או שבגלל שאנו מסתכלים ישר. אפשר לעשות כמה ניסויים. נסו להתכופף ולהביט בירח כאשר הראש הפוך בין הברכיים. נסו לשכב על הבטן ולהרים את הראש למעלה. ראו מה קורה לירח והאם הגודל שלו משתנה.

דרך אחרת למדוד את גודל הירח היא באמצעות מטבע קטן (חמש אגורות או כפתור קטן של חולצה) והחזקתו במרחק מסוים מהעין ובדיקה האם הוא מכסה את הירח. מטבע של שקל יהיה גדול פי שניים מהירח! אבל כאשר יש את אשליית הירח הגדול נסו להשתמש במטבע של שקל ולא לכסות את הירח אלא להביט ליד... האם נראה באותו גודל? אם כן ברור שזו אשליה, אם לא, למה האשליה נהרסה? נסו ותהנו.

שימו לב: לפעמים הירח באמת גדול. מרחק הירח מכדור הארץ משתנה וכאשר הירח יותר קרוב הוא גם יותר גדול. על כך במאמר ירח קרוב וגדול

למה הירח כתום?

הירח אדום או כתום בגלל האטמוספירה של כדור הארץ. האור החוזר מהירח הוא אור לבן אבל האטמוספירה מפזרת את רוב גלי האור באורכי הגל השונים (ובעיקר את הכחול, מה שגורם לגוון בכחול של השמים, כי האור הכחול מתפזר ואז חוזר לעיננו מכל הכיוונים כך שכל השמים ראים לנו כחולים) ורק האור האדום מצליח להגיע בצורה ישרה לעיננו. כאשר הירח נמוך האור עובר מרחק רב באטמוספירה. כאשר הירח גבוה המרחק קצר וכל האור מגיע לעיננו. מאותה סיבה  גם השמש בשקיעה נראית אדומה.

השמש - מבנה, אזורים ותהליכים

השמש 

מה אנחנו בעצם רואים כאשר אנחנו מסתכלים על השמש (דרך אמצעי מגן כמובן, או בשקיעה)? בניסוח דומה, איפה נגמרת השמש ומתחילה האטמוספירה של השמש , והאם בכלל יש לה כזו?

הרי השמש היא כדור ענק של גז, ולמרות שאנחנו רואים שוליים מאד מאד ברורים של הכדור, די ברור לנו שגם קצת ליד עדיין יש גז בכמות כלשהי. בארץ אין בעייה. יש את פני כדור הארץ. יש את המים שנמצאים עליו, ולכולנו ברור שכל מה שמעל הקרקע או המים זה כבר אוויר ואטמוספירה ולא חלק מהכדור, אבל מה המשמעות של כל זה בשמש?

הפוטוספרה

זו תמונת ארכיון של השמש, ורואים עליה גם כתמים, תתעלמו מהם בינתיים. הנקודה שאני רוצה להדגיש היא שלמרות שלא ממש ברור לנו למה השמש "נגמרת" איפשהו, בתמונה רואים בצורה ברורה מאד שיש לה שוליים עגולים וחלקים.

נציין, וזה חשוב להמשך הדיון שזו תמונה באור נראה, בספקטרום שאנחנו רואים. שימו לב לכך ששולי התמונה הם מעט כהים יותר וככל שמתקדמים למרכז התמונה, הגוון מעט בהיר יותר. הסיבה היא שאם אנו מסתכלים על מרכז השמש, אנחנו מצליחים לראות מעט יותר "לתוכה" לאזורים חמים יותר ובהירים יותר, לעומת מבט לשוליים, בו אנו לא מצליחים לראות עמוק פנימה. 

המסקנה מכל זה, שאנחנו רואים שכבה אחת של השמש, ושמה פוטוספירה - שם האומר שזו השכבה שפולטת את הפוטונים שאנחנו רואים. זו שכבה דקה למדי, כמה מאות קילומטרים בלבד, ויש לה הרבה תכונות מעניינות.

נתחיל עם הצפיפות. צפיפות היא כמות המסה ליחידת שטח לרוב גרם לסמק. למים צפיפות אחד (בגובה פני הים בלחץ אטמוספרה אחת ובטמפרטורה של 4 מעלות לדייקנים). לשמן פחות. לברזל יותר.

תפתחו ויקיפדיה ותראו שהצפיפות של השמש היא 1.4. אבל זו צפיפות ממוצעת ובשוליים הצפיפות נמוכה בהרבה ובפוטוספרה היא כמעט אפסית. הרבה פחות מהצפיפות של האוויר שלנו למשל.

ולכן יש לנו פוטוספרה, שכבה דקה, שאותה אנחנו רואים והיא מסמנת את גבול השמש. היא אטומה ולכן לא רואים מה יש מתחתיה (ונצטרך להבין בהמשך למה). ומעליה הצפיפות עוד הרבה יותר נמוכה ולכן לא פולטת מספיק אור בשביל שנוכל לראות.

 צפיפות השמש

הבנת השמש והשכבות שלה דורשת התבוננות בהתפלגות הצפיפות בתוך השמש.  די ברור שככל שאנחנו במרכז השמש הצפיפות גדלה ואילו בשוליים, הצפיפות פחותה. עוד משהו הוא שהשמש בשיווי משקל. היא לא נדחסת עוד ועוד לתוך עצמה, מהסיבה שכל ההיתוך הגרעיני שקורה עמוק בפנים משחרר אנרגיה כלפי חוץ המאזן את כוח הכבידה שרוצה לדחוס את החומר פנימה. לפני שהתחיל תהליך ההיתוך הגרעיני אכן החומר נדחס עוד ועוד עד שהגיע לנקודה בה הלחץ והטמפרטורה התחילו את תהליך ההיתוך (15 מיליון מעלות).

כדי לחשב את הצפיפות במקום כלשהו בשמש, כפוקנציה של מרחק מהמרכז חיפשתי נוסחאות או נתונים ומה שמצאתי זהו נוסחת קירוב שנאסא הוציאה באיזה תרגיל לתלמידים והיא כזו:

y = 519*x^4-1630*x^3+1844*x^2-889*x+155

X הוא בעל משמעות רק בין 0ל-1 ומציין חלק מרדיוס השמש והתוצאה היא צפיפות בגרם לסמ"ק. הנוסחה חשודה מאד. מה הקשר לחזקות רביעיות? אני הייתי מצפה למשהו עם שורש (שלישי כנראה) או LOG . לכן זו נוסחת קירוב בלבד. היא מתקבלת מתהליכים של רגרסיה ואנליזה נומרית ולכן היא עובדת אבל רק בערך. תיכף נדגים.

נשים בנוסחה 0. ונקבל 155 וזו הצפיפות במרכז השמש. נשים ערך 1 ונקבל ערך שלילי של 1-. ציירתי גרף של הנוסחה והוא נראה כך.

בתרשים רואים את הירידה החדה בצפיפות ככל שמתרחקים המרכז, ואת הגל המוזר לקראת הסוף שהוא בגלל נוסחת הקירוב, אבל תאכלס, כבר לפני מחצית רדיוס השמש, הצפיפות קרובה לאפס.

 המסקנה היא שאכן רק בחלק קטן של השמש, אבל חלק שבו רוב המסה שלה מרוכזת (גרף המסה ייראה כמעט הפוך, רוב המסה של השמש קרובה למרכז) יהיה היתוך גרעיני. לחלק הזה של השמש אנחנו קורים ליבה.

ליבת השמש

ליבת השמש היא האזור הפנימי ביותר, החם ביותר, ועם הלחץ הגבוה ביותר בשמש.  גודלו של האזור הזה הוא ממרכז השמש ועד בערך חמישית הרדיוס, ולמרות זה שהוא מהווה בסך הכל בין אחוז לשניים מנפח השמש, הוא מכיל חצי ממסת השמש.

תהליך ההיתוך מכונה שרשרת פרוטון-פרוטון P-P  כי מתחילים אותו שני פרוטונים והוא מתואר בשקף הבא. 

שלב ראשון של תהליך ההיתוך

המסה בליבה מורכבת מפרוטונים שהם למעשה גרעיני אטומי מימן. בחום הרב שיש בליבה האטומים מתפרקים והגרעין נפרד מהאלקטרון(ים) שלו שמסתובבים חופשי בשטח. לרוב שני פרוטונים לא יכולים להתקרב אחד לשני. שניהם חיוביים (חשמלית, לא לאומיקרון) ודוחים אחד את השני, אבל בלחץ העצום שיש במרכז השמש הם לפעמים נצמדים ואז קורים דברים מוזרים ביותר שכבר עוברים את ההיגיון והם בתחום מכינקת הקוואנטים. אבל בסופו של דבר פרוטון אחד הופך להיות ניוטרון (בעל מטען נייטרלי) ונוצר גרעין של דיאוטוריום (איזוטופ של מימן שיש לו פרוטון אחד וניוטרון אחד). התהליך לא עובר ללא תופעות לוואי והן יצירת פוזיטרון אחד (אנטי חומר של אלקטרון, זהה לו בכל התכונות אבל עם מטען חיובי) וחלקיק ניטרינו שפחות חשוב לעניינו כרגע.

אלקטרון ופוזיטרון דווקא מאד אוהבים להיפגש. יש להם את אותן תכונות ומטען חיובי הפוך אז הם ממש מחפשים אחד את השני, אבל המפגש לא נגמר בטוב, חיבוקים נשיקות ואז פוף! שניהם מתאיינים והופכים באופן מושלם לאנרגיה. זה מה שקורה כאשר חומר פוגש אנטי-חומר. האנרגיה משתחררת בפוטונים של קרינת גמא  מאד אנרגטיים באורכי גל קצרים מאד.

שלב שני של תהליך ההיתוך

בשלב הבא גרעין הדיאטוריום מוצא עוד פורטון ומצרף אותו אליו, הוא שומר על היותו פרוטון ונוצר גרעין של הליום 3 (הליום עם ניוטרון אחד בלבד). גם תהליך זה משחרר אנרגייה בקרינת גמא.

שלב שלישי של תהליך ההיתוך

בסופו של דבר שני גרעיני הליום-3 מוצאים אחד את השני ויוצרים גרעין של בריליום (גרעין עם 4 פרוטונים ושני ניוטרונים) אבל הוא מתפרק מייד ומאבד שני פרוטונים שהיו לו. כך נשארים עם גרעין הליום יציב (2 פרוטונים ושני ניוטרונים), שני פרוטונים חוזרים להיות חופשיים וממשיכים להשתתף במשחק ליצירת עוד גרעיני הליום. גם שלב זה משחרר אנרגיית גמא (והרבה) וכאן מסתיים תהליך ההיתוך. סיכום התהליך מופיע בתרשים בצבע כחול. 4 פרוטונים ושני אלקטרונים נהפכו לגרעין הליום-4 ובדרך השתחררו 6 מנות של קרינת גמא ועוד שני חלקיקי נייטרינו.

תהליך זה קורה רק בליבה, בשולי הליבה הלחץ יורד וכך גם הטמפרטורה והפרוטונים מצליחים לדחות אחד את השני ולא להיפגש ולהיצמד ולכן אין היתוך ומשם מתחילה השכבה השנייה של השמש.

העברת חום

יש שלוש דרכים עיקריות להעברת חום. הראשונה היא קונדוקציה (הולכת חום), כאשר חום עובר בתוך חומר לאט לאט (או מהר) או בין שני חומרים שקרובים אחד לשני. התהליך לרוב קורה במוצקים. למשל שימו מוט מתחת בתוך מדורה וגם קצהו שנמצא רחוק ממנה יהיה חם. למתכת מוליכות חום גבוהה. אבל אם בקצה המוט תהיה ידית מעץ למשל שיש לו הולכת חום גרועה, הוא בקושי יתחמם.

השיטה השנייה היא קונווקציה (הסעת חום). גוש חם (אוויר או גז לרוב) עובר ממקום למקום ומסיע את החום שלו איתו ביחד.

תהליך זה נפוץ מאד ונדגים אותו באמצעות בישול. יש את הכירה ויש בה אש  מגז או כיריים חשמליות (באינדוקציה התהליך שונה, נתעלם מזה כרגע). האש מחממת את תחתית הסיר ותהליכי הקונדוקציה מחממים את כל תחתית הסיר וגם את שוליו. תחתית הסיר מחממת בקונדוקציה את מעט המים שנוגעים בה, אבל אלו נהיים חמים יותר ולכן עולים למעלה ביחד עם החום שלהם, וזה תהליך של קונווקציה, כאשר המים כבר ממש רותחים, גוש מים חם עולה עד קצה הסיר, מפעפע באוויר, מתקרר מיד ויורד שוב למטה. אלו הבועות שרואים בסיר כאשר המים רותחים.

התהליך השלישי הוא תהליך של הקרנה ובו החום עובר דרך קרינה אלקטרומגנטית. רדיאטור עובד כך, הגוף עצמו מתחמם מאד ומקרין הרבה מאד אנרגיה בתת אדום המחממת את האוויר הקרוב אליו ומשם ממשיכים עם קונבקציה. הקרינה יכולה להיות בכל אורכי הגל. בלילה בקיץ למשל, בעיר מאד חם כי כל הבתים והכבישים מקרינים המון אנרגיית חום לסביבה , לעומת אדמה או צמחיה שמקרינה הרבה פחות.

שכבת ההקרנה

עברנו את ליבת השמש ועכשיו אנחנו בשכבה השנייה, שבה כבר אין פעילות היתוך גרעינית, אבל עדיין מספיק חם כך שהחומר עדיין במצב של גרעינים נפרדים מהאלקטרונים. שכבה זה מגיעה בערך עד לשלושת רבעי רדיוס השמש, והמסה בה היא קצת פחות מחצי והנפח הוא של שליש מהשמש. שימו של שבשכבה זו ובליבה נמצאת כמעט כל מסת השמש. שכבה זן מכונה שכבת ההקרינה והתהליך של העברת חום הוא בעיקר תהליך של הקרנה של כל קרינת הגמא שהצליחה לצאת החוצה. למעשה זה גם תהליך העברת החום בליבה אבל לה יש שם משלה. כמו כן הפוטונים עצמם פותחים ב-"הליכת אקראי" בה הם נעים בכיוונים אקראיים וגם פוגעים בגרעיני חומר אחרים על הדרך. בכל פעם כזו הפוטון למעשה נספג ומשתחרר פוטון חדש, באורך גל מעט גבוה יותר, וכך הפוטונים מאבדים לאט לאט אנרגיה ובסוף (אחרי כ-200,000 שנה בממוצע) הם יוצאים מהשכבה הזו, לשכבה הבאה בשמש. על הדרך הטמפרטורה יורדת כך שחלק מגרעיני האטומים מצליחים להחזיק את האלקטרון שלהם ולהפוך מגרעין, לאטום במובן המוכר לנו.

שכבת הקונבקציה 

נחזור לשמש ולשכבה הבאה שכבת הקונבקציה. שם קורה בדיוק מה שקורה בסיר הבישול שלנו. פלזמה מתחממת בתחתית השכבה (מרחק 0.7 רדיוסי מהמרכז ) עולה למעלה, מתקררת וחוזרת למטה.

התהליך יוצר בועות על השמש כמו בסיר, ואת חלקן אפשר גם לראות מאחר והן מגיעות לקצה השמש ולפוטוספירה שהיא השכבה שאותה אנחנו רואים. תהליך הקונבקציה איטי מאד. גוש פלסמה מתחתית השכבה עושה את דרכו למעלה השכבה בקצב משביע רצון של כחצי מטר בשעה. יש לו 230000000 מטרים לעבור אז לוקח לו 460000000 שעות לעשות את זה. שזה משהו כמו 50000 שנה . אבל אחרי שהוא מצליח להגיע לשם, הפוטון נפלט במהירות האור ויגיע לכדור הארץ תוך 8 דקות בלבד!

התמונה של משימת HINODE - טלסקופ שמש משותף לסוכנות החלל היפנית ולנאסא.

 

בתמונה רואים את הגרעינים, כל אחד בהם גדול בערך פי 5 ממדינת ישראל. כל תא כזה מחזיק מעמד 5-20 דקות ואז מתחלף באחר ובו זמנית יש כ-4 מיליון כאלו על פני השמש. הפלסמה היותר חמה היא במרכז ולכן בהיר יותר ובשוליים מעט יותר קר(יחסית! וכהה יותר).

שכבה זו מסתיימת בפוטוספירה. הפוטוספירה היא השכבה הראשונה של השמש שבה אור יכול לנוע בצורה חופשית. זו למעשה השכבה שמנתהגת כמו "גוף שחור אידאלי" שדברנו עליו לפני כמה זמן. היא "סופגת" את כל הקרינה מתחתיה ופולטת אותה מחדש בעצמה בהתאם לטמפרטורה שלה. עובי שכבת הפוטוספירה כ 300-400 קילומטרים בלבד וגם בה יש הבדלי טמפרטורה בין החלק התחתון לחלק העליון. מעט מעליה יש עוד גזים אבל דלילים מאד וגם עוד יותר קרים, ולכן את הפליטה שלהם אנחנו פשוט לא רואים. לפחות לא בצורה רגילה. על כל השכבות האלו, השכבות הנוספות באטמוספירה של השמש, נדבר בהמשך השבוע.

הכרומוספירה

מעל הפוטופסירה, השכבה שאנחנו רואים, נמצאת שכבה דקה נוספת, הכרומוספירה. היא דלילה מאד, בערך מיליונית מאטמוספירת הארץ. הפלזמה בה גם קרה יותר, ולכן במצב רגיל לא רואים אותה כלל. בליוקי חמה מלא, אפשר להבחין בה גוון ורוד אדמדם. התהליך המעניין המתחיל בה הוא שבניגוד למה שהיינו מצפים, שהטמפרטורה תמשיך לרדת, זה נכון רק בערך עד מחצית השכבה ומשם מתחילה התחממות רצינית.

תמונה של משימת SOHO

בצפייה דרך פילטרים מיוחדים ניתן לראות תופעות רבות בכרומוספירה, התפרצויות שמש PROMINENCE, גושי פלסמה שאם רואים אותם מהצד נראים כמו להבות היוצאים מהשמש. ומעין סדקים שחורים - FILAMENTS - שהם  גושי פלסמה מעט יותר קרים. למעשה זה פחות או יותר אותו דבר והשאלה היא מאיזו זווית אנחנו מסתכלים על זה.

הקורונה

בכל אופן, השכבה הבאה באטמופסירה של השמש, האחרונה למעשה, היא הקורונה. כן כן, בסוף תמיד מגיעים לקורונה. נשתמש בשם העברי, עטרה. מה שיש שם זה גזים שהם מצד אחד הרבה יותר דלילים ממה שהיה קודם, ומצד שני הרבה יותר חמים. שוב נחזור על ההבדל בין טמפרטורה שנמדדת באופן די תיאורטי ושונה מהחום שאנחנו מכירים. איך בכל זאת מדדו שם את החום? לא ממש מדדו, מה שעשו זה לבדוק את הספקטרום פליטה של העטרה, כדאי לראות מה יש שם וגילו למשל ששיש קו פליטה שמתאים לברזל מיונן מאד, כזה שחסרים לו 8 או 9 אלקטרונים (FE IX  או FE X לכימאים מביניכם, אההמ). דבר כזה אפשרי רק בטמפרטורה של מיליון מעלות וזו שיטה אחת להגיע למסקנה שהטמפרטורה של העטרה היא מיליון מעלות.

לסיכום, הטמפרטורה במרכז השמש -15 מיליון מעלות. בפני השטח של הפוטוספירה הדלילה  - 6000 מעלות, ובעטרה - מיליון מעלות (אבל דליל מאד מאד).

עטרת השמש בליקוי חמה מלא

ככה נראית העטרה של השמש בליקוי חמה מלא. את הכרומוספירה יותר קשה לראות, רוב הזמן הירח מכסה גם אותה. רק כמה שניות בתחילת הליקוי המלא ובסיומו היא תיראה . האור של העטרה בהיר מאד , בסביבות הירח המלא (עד כמה עשרות יותר ממנו) ולכן גם בליקוי מלא, לא יהיה חושך גמור, אלא יותר כמו ליל ירח. אם תשימו לב לנקודה כחולה (וקצת לא בפוקוס) בצד שמאל למטה, זה כוכב רגולוס באריה.

העטרה נמשכת מיליוני קילומטרים מהשמש ואפשר לצפות בה מהחלל או בשעת ליקוי חמה מלא. ומה אחרי העטרה? חלקיקים מהשמש נפלטים ברוח סולארית או עם פליטות מהקורונה כל הזמן, ולמעשה אפשר לומר שהאטמוספירה של השמש נמשכת הרבה מעבר לנפטון.

בנושא זה נגעתי במאמר העוסק במיקומה של חללית וואיג'ר שנמצאת בקצה האטמוספירה של השמש

השדה המגנטי של השמש

בכדור הארץ אנחנו יותר מבינים את העניין יש יש ליבת ברזל, ושכבת ברזל נוזלי שסובבת אותוה, וזה די דומה לדינמו שהיה לנו על האופניים או לכל מנוע חשמלי אחר. בשמש יש בעיקר מימן  אבל לא חסרים אלקטרונים ואלו נמצאים בתנועה מתמדת. התנועה יוצרת את השדה המגנטי. מקום אחד בו נוצר השדה הוא בין השכבות השונות של השמש, שמהירותן שונה. המשך השדה הוא באותם גושי פלסמה העולים בשכבת הקונווקציה.

כך מוסברת גם התופעה של כתמי השמש. אלו אזורים מעט יותר קרים בפוטוספירה, אולם בהם יש פעילות מגנטית רבה. אפשר לדמות את זה, בפשטנות מרובה, למעין "חורים" או צינורות בשמש, אשר מעבירים פלזמה, ובעיקר אנרגיה לשכבות החיצוניות יותר, הכרומוספירה והקורונה - ואותה אנרגיה המגיעה כשדה מגנטי, היא התורמת לטמפרטורה הגבוהה שם (הכוח החשמלי, מאיץ את האלקטרונים ובכך גם מעלה את הטמפטורה).

על כתמי שמש כתבתי בעבר ואפשר לקרוא כאן: מאמר הרחבה על כתמי שמש

חלקיקים טעונים מהשמש שמגיעים לכדור הארץ נתקלים בשדה המגנטי של כדור הארץ עצמו ובשכבות הגבוהות של האטמוספירה, ההתנגשויות האלו פולטות אור ירוק שמכונה זוהר הקוטב, או "הזוהר הצפוני".

אם מגיעים חלקיקים רבים, למשל אחרי התפרצות שמש רצינית, ההתפרצות יכולה למעוך מעט את השדה המגטני של כדור הארץ. מקרים כאלו יכולים לגרום להפסקות חשמל ושיבושי תקשורת שונים. אם יש שתי התפרצויות מהירות, הראשונה תמעך את השדה והשנייה תפגע בארץ כמעט בצורה ישירה, וכך הנזק יכול להיות חמור יותר. אין הרבה מה לעשות בנושא, חוץ מאשר לעקוב ולנסות להתריע

קולה של השמש

בשמש יש גם גלי קול. כל התנועה של הגזים יוצרת שינויי לחץ ואלו למעשה גלי קול. הגלים ארוכים מאד מאד, הרבה מתחת לסף השמיעה האנושי (אורך גל של קילומטרים), אולם הכמות שלהם גדולה והם מאפשרים גם מחקרים על השמש. גלי הקול נעים בתוך השמש, אולם אינם יכולים לצאת ממנה, האטמוספירה דלילה מדי. במקום זה הם חוזרים לתוך השמש, אולם הלחץ דוחף חלק מהפלסמה עוד יותר למעלה. גם תהליך זה, גורם לשמש לבעבע, אבל הוא גם חלק ממה שדוחף פלזמה החוצה מן השמש, לכרומוספירה, משם לקורונה, ומשם הרחק הלאה עד לקצה מערכת השמש. בבעבוע עצמו אפשר לצפות מכדור הארץ באמצעות מדידה מדוייקת של אורכי הגל והתחשבות באפקט דופלר (גלים המגיעים מעצם הנמצא בתנועה אלינו ואחרים בתנועה בכיוון ההפוך).

רוצים לשמוע? בבקשה. תזכרו כמובן שהשמש לא נשמעת ככה, והרעש הוא תוצאה של תהליכים ובעיקר הגברת המהירות פי 40000 בערך על מנת להגיע לאורכי גל שאנחנו בכלל יכולים לשמוע וגם הם נמוכים למדי. הסברים נוספים באתר NASA.

נצנץ נצנץ כוכב קטן

למה כוכבים מנצנצים?

כמעט תמיד אנו רואים את הכוכבים מנצנצים. הדבר בולט במיוחד בכוכבים בהירים שנמצאים נמוך בשמים. הסיבה לנצנוצים היא מערבולות באוויר של כדור הארץ השוברות ומסיטות את האור. הכוכבים כל כך רחוקים עד שהם נראים כנקודות בודדות ולכן כל תזוזה קטנה של האור "תקפיץ" אותם בעיננו ממקום למקום, וגם תשנה מעט את אורך הגל הנראה מה שיגרום לנצנוץ ושינוי צבע. 

ומה עם כוכבי לכת?

כוכבי לכת מנצנצים אבל הרבה פחות, הם קרובים יותר, ובעלי גודל זוויתי גדול יותר, ומהווים דיסקה (ולא נקודה בודדת) ועל מנת שיראה נצנוץ, כל הנקודות בדיסקה צריכות לקפוץ ממקום למקום דבר שלא קורה בדרך כלל. אמנם עדיין אפשר לראות נצנוצים קרוב לאופק, במיוחד של נוגה וצדק הבהירים, או שינוי של הבהירות, אבל שינויי צבע ייראו הרבה פחות.

איך מצלמים נצנוץ?

את הנצנוץ רואים בקלות בעין אבל בשביל להבחין בצורה מיטיבית בשינויי הצבעים ולא רק בשינוי הבהירות יש לבצע צילומים.

אפשרות אחת היא לצלם כל כמה שניות תמונה ולחבר את כולן לתמונה אחת בתוכנת עריכה כמו בדוגמה למטה. מומלץ להוציא את הכוכב מעט מפוקוס על מנת לקבל עיגול ולא נקודה, אבל לא עיגול גדול מדי. הצילום צריך להיות מהיר, ולכן יש לפתוח צמצם ככל האפשר ולהעלות ISO לערך גבוה.

בתמונה הבאה, כמה עשרות צילומים של סיריוס בהפרשים של כחצי דקה. יש לתזמן את הפרש כך שהעיגולים כמעט ולא יחפפו וגם שלא יהיה רווח גדול מדי ביניהם. עניין של ניוסי וטעייה. כמובן שאין דרך לדעת מה יקרה בכל תמונה, אולם התוצאה המראה עשרות צבעים שונים מדברת בעד עצמה.

כוכב סיריוס מנצנץ

ציור בכוכבים מנצנצים

כדי "לצייר" עם הנצנוץ, הנה טכניקת צילום פשוטה אותה למדתי ממוניקה לנדי-גייבנר, צלמת הונגרייה שבצילום כוכבים בעטה בטעות בחצובה. במקום למחוק את התמונה היא שמה לב למשהו מוזר, אפקט הנצנוץ, scintillation, בלעז בלט בשינויי צבעים של הכוכב. היא המשיכה לצלם כך תמונות ושיתפה אותן באתרי אסטרונומיה.

התחשק לי לנסות את השיטה. היא פשוטה מאד ועובדת מהפעם הראשונה. כל מה שצריך לעשות זה לצלם כוכב במשך שתי שניות ללא חצובה. לא צריך לנסות להיות יציבים. הנה התוצאה של כוכב ארקטורוס.

על מנת להגיע לתוצואת טובות יש לבחור את הכוכבים הבהירים ביותר (סיריוס, קפלה, ארקטורוס וכו') לצלם אותם נמוך באופק, בגובה 10-15 מעלות. ככל שהכוכב נמוך יותר אפקט הנצנוץ ייגבר. מומלץ גם להוציא את המצלמה מעט מפוקוס, כך שהכוכה ייראה כעיגול קטן (וצבעוני) ולא כנקודה.

ארקטורוס מנצנץ

בספיקה אפילו יצאה צורה יפה

ספיקה מנצנץ

בכוכבי לכת התופעה אינה קורית! יש שינוי בהירות מסוים (שאולי נובע בכלל מתנועה לא אחידה של המצלמה), אבל אין שינויי צבע!

מאדים לא מנצנץ

כוכב הלכת נוגה - עובדות מפתיעות על הפלנטה!

כוכב הלכת נוגה

בימים אלו מיד לאחר השקיעה, מבט מערבה מגלה כוכב שמימי בהיר בצורה יוצאת דופן. הוא כל כך בהיר שהוא נראה כריבוע ולא כנקודה ולעיתים אפשר להתבלבל ולחשוב אותו למטוס. זהו כוכב הלכת נוגה, העצם הבהיר ביותר בשמים פרט לשמש ולירח. נוגה הוא כוכב הלכת השני במערכת השמש. מרחקו מהשמש כמאה מיליון קילומטר, וגודלו כמעט זהה לגודל כדור הארץ. בעבר נוגה נחשב מעין תאום של כדור הארץ. במציאות, אם יש גיהנום במערכת השמש, נוגה הוא אחד המתמודדים הראשיים על התואר.

למה חם שם כל כך

לא לגמרי ברור איך ומה קרה בנוגה. בשלב מסוים, אולי כתוצאה מפגיעת מטאורים, התפרצויות וולקניות או גורמים אחרים, כול הנוזלים שהיו על פני השטח שלו התאיידו לאטמוספירה. מכאן התחיל תהליך שאין ממנו חזור, הידוע בשם אפקט החממה, האטמוספירה נהייתה עבה יותר וצפופה יותר. האטמוספירה היתה חדירה לקרינת אינפרא אדום (קרינת חום), אך אטומה לשחרור שלה, האויר הלך והתלהט עד שהמערכת הגיעה לשיווי משקל כמו שהיא היום. אנשי איכות הסביבה טוענים שדבר דומה יכול להתרחש גם בכדור הארץ.

שיווי המשקל הוא נוראי, הטמפרטורה על פני נוגה היא בין 400 ל-500 מעלות כאשר אין כמעט הבדל בין קו המשווה לקטבים ובין יום ולילה. הרוחות בנוגה מהירות מאד והאויר החם מתפזר במהירות על פני כל כוכב הלכת ולא מאפשר לו להתקרר. האטמוספירה מורכבת מפחמן דו חמצני וגופרית ופני השטח לעיתים מבעבעים בגלל הטמפרטורה. כמובן שאין מה לדבר על נוזלים והגשם היחידי שאולי יורד הוא גשם חומצי המתאדה מייד. בהחלט מקום לא נעים.

תמונת רדאר של פני השטח של נוגה. הצבעים ובססים על גשושיות שהצליחו לנחות על ונוס. מקור הצבעים בגופרית ובשאר החמוצות שבאטמוספירה. מקור: נאסא.

הפוך מכולם

לנוגה עוד מספר מאפיינים מוזרים, כיוון סיבובו העצמי הוא ממזרח למערב, הפוך מרוב כוכבי הלכת האחרים, ולכן השמש זורחת במערב (בכיוונים במונחי כדור הארץ). זמן הקפתו סביב השמש קצר מזמן הקפתו העצמית (כלומר אורך היום גדול מאורך השנה במושגי יום ושנה כפי שאנו מכירים אותם) ועדיין למרות שצד מסוים לא פונה לשמש במשך כמעט 4 חודשים, צד זה לא מצליח להתקרר.

שוויה שוויה, לנגזם לנגזם

נוגה סובב לאט מאד. מהירות הסיבוב בקו המשווה היא 6.5 ק"מ לשעה. לו היה אדם רץ או הולך מהר בקו המשווה הוא היה יכול לראות שקיעות באורך אינסופי (לשם השוואה, מהירות הארץ בקו המשווה היא 1600 קמ"ש - מהירות של מטוסי קרב בטיסה על קולית). אבל בנוגה, השמש נראית בקושי, חיוורת מבעד לאטמוספירה הסמיכה וכוכבים אינם נראים כלל. בסמיכות של האטמוספירה אדם בקושי היה מסוגל לזוז ומהירות של 6 קמ"ש תיחשב שם גבוהה מאד. צפיפות האויר על פני השטח גבוהה פי 90 מאשר בארץ (ושקולה לצפיפות בעומק קילומטר מתחת לפני הים). מי שהיה הולך שם היה נמעך מיד. קשה להיות על נוגה.

בהיר כמו יהלום

מרחקו הקרוב של נוגה וגודלו גורמים לבהירותו הגבוהה בשמים. בשיא קרבתו נוגה נמצא בין כדור הארץ לשמש ולא נראה כלל (כמו הירח, כל האור הנופל אליו חוזר לשמש). למרות זאת לנוגה יש אטמוספירה ולכן אפשר לצפות בו גם בשיא הקירבה ולראות רק את האור העובר דרך האטמוספירה. בשיא ריחוקו הוא נמצא בדיוק מאחורי השמש ולא נראה כלל (אמנם כל האור
מהשמש חוזר אלינו, אבל נוגה נעלם באור השמש החזק) בין לבין נוגה משנה מופעים כדוגמת הירח.

קטן וגדול - קימור וחרמשי

השינויים הקיצוניים במרחקו של נוגה, מ-50 מיליון קילומטר  ועד 250 מיליון קילומטר, מתבטאים בכך שגודלו משתנה מאד, וניתן לראות שינויים אלו בקלות דרך טלסקופ (בדומה לשינויים בכוכב הלכת מאדים). גם את שינויי המופע, בדומה לירח, ניתן לראות בקלות וכבר גלילאו שם לב לשינויים אלו בגודל ובמופע ואפילו טרח להצפין מידע זה בהודעה לטינית לקפלר שלא הצליח לפענח אותה. לאיזון מגיע נוגה כשהוא במרחק מקסימלי מהשמש. מופעו אז הוא בדיוק חצי, גודלו ממוצע, ובהירותו גבוהה מאד. במרחק זה מהשמש הוא גם מגיע לשיא מרחקו הזוויתי מהשמש ונראה כשלוש שעות לאחר השקיעה.

כאשר נוגה רחוק מכדור הארץ, רוב האור מהשמש שפוגע בו מוחזר לכדור הארץ והוא נראה כמעט ככדור שלם.  הכדור הופך לקימור (גיבוס) ככל שנוגה מתרחק מהשמש. לאחר שהגיע למרחק המרבי מהשמש  המופע הוא של חצי כדור כפי שהזכרנו. ככל שנוגה ממשיך להתקרב לכדור הארץ הוא ייראה חרמשי יותר, רוב האור הפוגע בו מהשמש מוחזר לכיוון ההפוך מכדור הארץ.

השינויים בגודל ובמפוע של נוגה.צולם על ידי Statis Kalyvas בתקופה של כחמישה חודשים

ויהי ערב או ויהי בוקר?

נוגה בלבל את התוכנים הקדמונים, בגלל היותו כוכב לכת פנימי (בין השמש לכדור הארץ), הוא נראה לפעמים מיד אחרי השקיעה, או כמה שעות לפני הזריחה, מסיבה זו הוא זכה גם לכינוי איילת השחר, וגם לכינוי כוכב המערב, הקדמונים הבינו שמדובר באותו כוכב בדיוק ושמרחקו לשמש קטן ממרחק הארץ לשמש.

כולם צופים ביחד

נוגה הוא אוביקט התצפית ההמונית הראשון. כאשר נוגה נמצא בין הארץ לשמש הוא יכול לעבור בדיוק על פני דיסקת השמש. זהו אירוע נדיר במיוחד המתרחש בממוצע 4 פעמים ב-240 שנה. במעבר של 1761 צפו עשרות אסטרונומים בנסיון לקבוע זמנים מדויקים ואת המרחק של הארץ מהשמש (ראו עוד במאמר על מדידת מרחקים ביקום). המעבר האחרון התרחש בשנת 2012 ונראה היטב מישראל. המעבר הבא יתרחש רק בתחילת המאה הבאה.

רואים אותו גם ביום!

נוגה כל כך בהיר שאפשר גם לראותו ביום. המאמץ משתלם. בלילות בלי ירח במקום חשוך וללא אורות, נוגה מסוגל להטיל צל. הצל שונה מצל שמש וגם מצל ירח ויש לו איזו כחלחלות משונה. מומלץ מאד לנסות ולראות את הצל שנוגה מטיל.
תצפית טלסקופים על נוגה תראה כוכב לבן ללא שום פני שטח. אנו נראה את העננים של נוגה וללא שום תצורה מפני הקרקע. רק  חלליות שנשלחו לנוגה ובסיוע רדאר המצליח לחדור את העננים הצליחו למפות את פני כוכב הלכת נוגה. הנקודה הישראלית: משימה של לווין מחקר ישראלי הכולל רדאר למשימת מיפוי מדויקת מאד של נוגה הוגשה לנאסא אך לא התקבלה ובניית הלווין לא יצאה אל הפועל.

הסדרה הראשית

הסדרה הראשית היא מונח מפתח באסטרופיזיקה ובהבנה כיצד בנויים הכוכבים ואיך הם מתנהגים בשלבי חייהם השונים. התורה כולה מסוכמת בתרשים אחד, המכונה עקומת הרצשפרונג-ראסל

תרשים הרצשפרונג ראסל

אם נשים הרבה כוכבים על מערכת צירים, כאשר הציר האופקי מייצג צבע והציר האנכי בהירות נקבל משהו כמו בתרשים למטה. תרשים זה הוא מאוחר ומציג עוד ידע רב אבל נתחיל עם שני הפרטמרים שציינו ובשביל להבין אותו נלך אחורה הרבה הרבה זמן

 

קצת היסטוריה

אם היינו חיים לפני נגיד 2000 שנה, אז מעבר לעובדה שלא הייתם קוראים אותי  עכשיו, הייתה לנו תמונת עולם פשוטה מאד. מעלינו יש כך וכך כוכבים, כולם בגלגל הרקיע, כולם נעים ביחד וכולם נמצאים מאיתנו במרחק שווה. כוכב בהיר = כוכב גדול, כוכב חיוור = כוכב קטן. 

ככל שהידע התקדם, הובן שיש כוכבים קרובים ויש כוכבים רחוקים. כוכב קרוב יכול להיראות לנו בהיר מאד אבל בעצם לא להיות כזה בהיר (סיריוס) וכוכב חיוור יחסית יכול להיות בהיר מאד מאד אבל חיוור כי הוא רחוק (דנב בברבור דוגמה מצוינת)

רק אחרי שפותחו שיטות למדידת המרחקים  היה אפשר לקבוע את המדד שנקרא "בהירות אמיתית" של כוכב, והיא ערך שבו מודדים בהירות של כוכב בהנחה שהיה אכן במרחק זהה לכל שאר הכוכבים.

כמו כן לפני אלפיים שנה היינו שמים לב שיש כוכבים אדומים יותר, ויש כחולים יותר ויש לבנים. ככה למשל אנטארס קיבל את שמו, כסוג של משהו שדומה למאדים. אולי הצמד המוכר ביותר הוא באוריון, ריגל הכחול וביטלג'וז האדום. אבל למה לכוכבים יש צבע לא ידענו.

המדע מתקדם

בסופו של דבר ניוטון פירק לנו את האור לגורמיו לצבעים שהם בעצם אורכי גל, ופותחו גם ספקטרומטרים ואפשר למדוד את אור הכוכבים בדייקנות. כוכבים בעלי אורך גל אחד יכונו A, אחרים B ואחר כך העסק התפרע עם כל מיני אותיות שלא קשורות לכלום כמו OBAFGKM ואז הומצא המשפט המשעשע והשוביניסטי למדי שעוזר לזכרום אותם: "Oh Be A Fine Girl Kiss Me". מאז נוספו עוד כמה אותיות ולכל אות יש גם חלוקת משנה והיה אפשר להתחיל למדוד המון כוכבים וליצור את התרשים היפה שלמעלה.

תרשים זה מכונה תרשים הרצשפרונג-ראסל על שם שני האסטרונומים שפיתחו אותו. איינר הרצשפרונג הדני והנרי ראסל האמריקאי בעקבות תצפיות שנעשו על מספר גדול של כוכבים. להפתעתם הם קיבלו את הפס היורד באלכסון מלמעלה למטה ומראה שרוב הכוכבים נמצאים שם. יש גם כוכבים במקומות אחרים, אבל רוב הכוכבים מסודרים יפה על האלכסון וזה מה שמכונה הסדרה הראשית. למה זה ככה, אף אחד לא ידע.

סודות האטום מתגלים

שלב המפתח בהבנת התרשים היה התקדמות הפיזיקה והבנה מה קורה באטומים ובפרט תהליכים של היתוך גרעיני כדוגמת מימן כך שמספר אטומי מימן הופכים בתהליך מורכב לאטום הליום וההבנה שזה מה שקורה בתוך ליבות הכוכבים, מה שנותן להם את האנרגיה העצומה, את האור ואת החום. נציג את התרשים שוב בשביל הנוחות:

הובן שמאפיין חשוב של כוכב הוא כמות המסה שלו ככל שיש לו יותר מסה עוצמת ההיתוך תהיה חזקה יותר, הכוכב יקרין יותר אנרגיה, פני השטח שלו יהיו חמים יותר וכך הוא ישב על צד שמאל של האלכסון (מאד בהיר וגם עם צבע אופייני לטמפרטורה גבוה). מאפיין נוסף של כוכב מסוג זה הוא אורך חיים קצר. הוא "שורף" את המימן שלו מהר מאד.

בקצה השני כוכבים עם מעט מסה, שם הכל על מי מנוחות, קצב ההיתוך נמוך בהרבה, הטמפרטורה קרה יחסית (3000 מעלות בלבד) ולכן מתקבל צבע אדום וכוכב חיוור. כוכבים כאלו יכולים "לחיות" שנים רבות, עד שהמימן שלהם נגמר.

איפה השמש?

בתמונה מוזכרים כוכבים רבים מוכרים. למשל כוכב ספיקה בבתולה בקצה העליון של האלכסון. מסתו גבוהה בהרבה מהשמש, טמפרטורות הפנים שלו מעל 30000 מעלות והוא מכלה אותה במהירות. זהו כוכב שאורך חייו עשרות מיליוני שנים בודדות בלבד, ממש כלום במונחי היקום. הדינוזאורים הראשונים כנראה לא ראו אותו בכלל.

מצד שני של האלכסון, נמוך למטה נמצא למשל את "פרוקסימה סנטאורי" כוכב שהוא ממש שכן שלנו. קצת יותר מארבע שנות אור מרחק, והוא מתנהל על מי מנוחות, מסתו פחות מעשירית ממסת השמש, הוא קריר, 3500 מעלות בסך הכל, הרדיוס שלו גם בערך כך, וקצב ההיתוך שלו נמוך כל כך שאורך חייו סביב מאות מיליארדי שנים. למעשה, לו לכוכב הלכת צדק הייתה מעט יותר מסה (פי 5 בערך) הוא היה יכול להיות כוכב די דומה לפרוקסימה סנטאורי.

את השמש שלנו נמצא במקום טוב באמצע. עם טמפרטורה של 6000 מעלות ואורך חיים של כ-10 מיליארד שנה, ומספיק מסה בשביל לרכז סביבה כוכבי לכת, ולפלוט מספיק אנרגיה שגם תגיע אליהם אבל לא יותר מדי מסה בשביל לתת לכל המערכת מספיק זמן להתפתחות אנושית ולתהליכים של מילארדי שנים שבסופם אתם יכולים לקרוא מאמר זה, הטרם הכוכב וכל המערכת שלו יסיימו את חייהם.

מה קורה כאשר נגמר המימן?

כאשר נגמר המימן מתחיל היתוך של הליום. כוכבים שעברו את שלב המימן שלהם מפוזרים במקומות שונים על התרשים. חלקם התנפחו ונהיו ענקיים והם נמצאים מעל האלכסון, חלקם כבר גמרו את הסוס לגמרי והפכו להיות ננסים לבנים - ונמצאים מתחת לאלכסון.

רוב הכוכבים נמצאים על האלכסון - "הסדרה הראשית" מהסיבה הפשוטה, שהשלב הארוך ביותר בחיי כוכב הוא שלב שריפת המימן, לאחר ששלב זה הסתיים, השלבים הבאים מהירים בהרבה, יחסית כמובן. קשרים נוספים התגלו גם לגודל הכוכב ואלו הם פסים אלכסוניים נוספים הנמצאים לאורך התמונה. 

מה הצבע של השמש?

למרות שלנו השמש נראית כצהובה או כתומה או אדומה בשקיעה, מבחינה ספקטרלית הצבע של השמש הוא לבן. השמש פולטת קרינה בעוצמה כמעט זהה בכל הטווח הנראה (ועוד שפע רב של קרינת אינפרא אדום, אולטרא סגול, רנטגן וגמא), ולאור בכל הטווח הנראה קוראים לבן. זו גם הסיבה שעולמנו עשיר כל כך בצבעים. יש בו את כל הצבעים, כולם מגיעים מאור השמש, ואז דרך תופעות של בליעה (ולעתים גם פליטה) מתקבלים לנו אלפי גוונים שונים. לו אור השמש היה אדום בצורה מובהקת עולמנו היה בעל גוון אדום שולט. בתרשים הבא רואים את עקומת הפליטה של השמש, לפי אורך גל, ורואים ממנה שאכן בטווח הנראה, כל הטווח נפלט בעוצמה כמעט זהה.

למה השמש נראית לנו צהובה? 

אנו רואים את השמש צהובה בגלל האטמוספרה. רוב האור הכחול מתפזר באטמוספירה לכל הכיוונים (ונותן לשמיים צבע כחול נהדר). מתוך מה שנשאר הצהוב הוא דומיננטי יותר וכך אנו רואים את השמש. בשקיעה ובזריחה גם הצהוב והירוק כבר מתפזרים באטמוספרה (מה שגורם לצבעי השקיעה/זריחה היפים) ומה שנשאר הוא האור האדום וכך השמש נראית לנו אדומה/כתומה בשקיעה.

עקומת פליטה של השמש לפי אורכי גל.
  Sunlight spectrum in space as a function of wavelength. Public Domain Image, image source: Christopher S. Baird, data source: American Society for Testing and Materials Terrestrial Reference.