הכוכב המוכר לנו ביותר : השמש

השמש, כמו ים של להבות, אינה רוגעת לעולם; תמיד היא רוחשת וגועשת. זהו הכוכב הקרוב ביותר לכדור-הארץ, ולכן זהו הכוכב המוכר לנו ביותר. כאן מתנשאת התפרצות-שמש כמו לולאה גדולה מתוך איזור מגנטי חזק סביב כתם-שמש, מתרוממת לגובה מאות אלפי קילומטרים וצונחת שוב בקשת. כשהשמש פעילה במיוחד מופיעים בה כתמי-שמש רבים, קצתם גדולים די והותר לבלוע כמה וכמה כדודי-ארץ. על פני כל השטח מבעבעים גזים בתאים הקרויים "גרגרים". נתזי הגז המרצדים, שאנו רואים רק סביב היקפה של השמש, מכסים למעשה את כל פניה ויוצרים את האטמוספירה התחתונה שלה. האטמוספירה החיצונית, הקרויה "עטרה", משתרעת מיליוני קילומטרים מעבר לגזים של פני-השטח. אחד מנתזי ההתפרצות נלכד בשדה המגנטי של השמש ונשאר תלוי.

בימי קדם חשבו שהשמש היא כדור מושלם של אש שמימית, מעשה ידי האלים. לאחר זמן ראו אותה כעצם מוצק או ככדור של נוזל. כתמי השמש הפליאו את האסטרונומים הקדומים: האם אלה עננים? או אולי פסגות הרים? נוכל להשיב על השאלה כשנתחיל לרדת דרך אטמוספירת השמש, נחצה את "פני-השטח" הגזיים שלה ונגיע לגלעין, שם פועל הכבשן הגרעיני הכביר ויוצר את האנרגיה המקיימת את חיינו בכדור-הארץ.

עובדות על השמש

אפולו אל השמש מעניק לכדור-הארץ את החום והאור נותני-החיים. מכיוון שהוא האל המגן על מנגנים ואמנים, הוא מחזיק בידו נבל. הסמל הוא: סּ בֵּיצת הבריאה.

הולדת השמש ומותה: לפני כחמישה מיליארדי שנים, החלה השמש להיווצר מתוך ענן גדול של גז (משמאל). כשנעשה החומר דחוס יותר ויותר, הצטברו במרכז לחץ וחום גבוהים ביותר. כך החלה תגובה גרעינית שעודנה משחררת אנרגיה וממנה בא אורו של הכוכב. בעוד חמישה מיליארדי שנים, כשיאזל מלאי המימן של השמש, היא-עתידה להתרחב בהגיעה לשלב הענק האדום, לבלוע את נוגה וכוכב-חמה ולהתיך למחצה את פני כדור-הארץ. השכבות החיצוניות יתפזרו בחלל וישאירו אחריהן ננס לבן. כשתתקרר השמש כליל, יישאר ממנה רק גוש אפר, ננס שחור.

מסת השמש: יש צורך ב-333,000 כדורי-ארץ כדי לאזן את כפות המאזניים כנגד השמש, אבל יותר ממיליון כדורי-ארץ יכולים למצוא מקום בתוכה. הסיבה היא שנפח השמש גדול יותר. צפיפותו של חומר השמש היא רק רבע מצפיפות החומר הארצי.

השוואת גדלים: השמש היא כוכב בעל גודל ממוצע, אבל כוכב-הלכת שלנו מתגמד לעומתה. 109 כדורי-ארץ, בערך, יכולים להסתדר זה לצד זה לאורך קוטרה של השמש.
ארץ קוטר: 12,756
שמש קוטר: 1,392,000

השמש מסתובבת על צירה משמאל לימין, כפי שרואים זאת מכדור-הארץ, בזווית נטייה של 7º בערך למישור המסילה של כדור-הארץ. האסטרונומים שהתחקו אחר הנקודות השחורות הקרויות כתמי-שמש הבחינו לראשונה כי סיבוב השמש על צירה אינו אחיד. כתמי-השמש הקרובים יותר לקו המשווה נעים מהר יותר מכתמי-השמש הקרובים לקטבים. סיבוב לא-אחיד זה יוצר שדות מגנטיים חזקים וגורם לסערות שמש פראיות. פני השמש מבעבעים ומתפוצצים בלי הרף בתופת של גזים שוצפים.

קרינת השמש מתפשטת בגלים. כל אורך-גל – מקרני גאמה ועד גלי רדיו – נושא כמות שונה של אנרגיה. רק האור, אורך-הגל היוצר את הפס בצבעי הקשת, נראה לעין האדם. אבל אנו יכולים להרגיש את הקרינה התת-אדומה בתור חום, והקרניים העל-סגולות גורמות לשיזוף עורנו. חלק מגלי הרדיו מגיעים לכדור-הארץ ונקלטים במכשירים מיוחדים כרעש סטטי עמום. שאר סוגי הקרינה אינם יכולים לעבור דרך אטמוספירת הארץ.

השמש משתנית בלי הרף. שינוייה הם המעניינים אותנו ביותר כשאנו מנסים ללמוד ולדעת את הכוכב המקומי שלנו – ממה הוא עשוי, מדוע הוא מאיר וכמה זמן עוד ימשיך להאיר. סיבה אחרת לחקר השמש היא זו שהשמש משפיעה על חיינו כאן עלי אדמות בדרכים רבות, ביניהן האקלים ומזג-האוויר. לכן, ככל שניטיב להכיר את השמש, כך ניטיב לנבא את תמורותיה ואת השפעותיהן של התמורות האלה על כדור-הארץ.

אנו משגרים אותות מכ"ם לשמש ומודדים את הזמן הדרוש להם כדי לחזור, וכך אנו מודדים את מרחקה של השמש מאיתנו – 150 מיליון קילומטרים בקירוב. אילו טסנו לשמש במטוס נוסעים סילוני, העובר 1,000 קילומטרים בשעה, היתה טיסתנו נמשכת 17 שנים. אבל אילו נענו במהירות האור – 300,000 קילומטר בשנייה – היינו משלימים את המסע בשמונה דקות בלבד!

מסע דרך האטמוספירה

בעת ליקוי חמה מלא, הירח מסתיר את גלגל השמש הזוהר. אז יכולים אנו לראות את אטמוספירת השמש המשתרעת ממנה והלאה בחלל. החלק החיצוני העיקרי של האטמוספירה הזאת, העטרה, זוהר באור קלוש, דומה ללהבה. בהירותו דומה לזו של הירח המלא.

העטרה מתחילה בערך 2,500 קילומטרים מעל פני השמש, ומשתרעת אל מעבר למסילת כדור-הארץ. אבל צורת העטרה משתנית מיום ליום. לפעמים היא מתנפחת ומשגרת סילונים לוהטים של חומר למרחק מיליוני קילומטרים. בתצלומי העטרה נראים בדרך-כלל מבנים דמויי מניפה מול שני קטביה של השמש. תבניות אלה מעידות שיש לשמש שדה מגנטי. השדה המגנטי החזק הזה מורכב מאזורים מגנטיים קטנים רבים המפלסים את דרכם החוצה ומתפשטים על פני השטח. השדות האלה, המשתנים לאִטם, פועלים יחדיו ומשנים את צורת העטרה במשך ימים או שבועות.

השמש עשויה ברובה מימן, עם קצת הליום ויסודות אחרים. אין בתוך השמש אטומים שלמים, משום שהטמפרטורות הגבוהות גורמות להם להתנגש ולהתפורר. הפיסות השונות יוצרות מעין מרק דליל בתוך השמש, הקרוי פלסמה. השמש משליכה לחלל טונות של פלסמה מדי יום, וזו זורמת מן השמש והלאה וקרויה רוח השמש.

סערות גז בכרומוספירה

בין העטרה לבין פני השמש כלואה האטמוספירה התחתונה, הקרויה כְרוֹמוֹסְפֵירָה – כדור הצבע. בעת ליקוי חמה אנו רואים אותה כפס דקיק של אור ורוד. שכבת הגז הזאת דחוסה יותר מהעטרה, אבל גם היא חסרת חומר כמעט כליל – רִיק כמעט מוחלט. הטמפרטורה של הכרומוספירה נמוכה בהרבה מזו של העטרה, משום שחלקיקיה האטומיים נעים הרבה יותר לאט.

הכרומוספירה קרועה ושסועה דרך-קבע בהתפרצויות. על כל פניה מרצדות בועות מתפקעות של גז, גבוהות פי 1,000 מהגבוהים בהרי כדור-הארץ. ההתפרצויות החדודיות האלה, הקרויות סְפִּיקוּלוֹת (חודים קטנים) מקיפות תאים גדולים של גז מבעבע. קוטרו של כל תא מוקף ספיקולות כזה מגיע לסביבות 30,000 קילומטרים, והוא קרוי על-גרגר (supergranule). על-גרגר עשוי להתקיים כחצי יום. הוא מבעבע, מתפשט ונמוג, עד שבא אחר במקומו.

ההתרחשויות האלימות ביותר על פני השמש קרויות אבוקות (flares), להבות אש ענקיות המזכירות התפוצצות בזק של כמות גדולה של בנזין. אבוקה אחת כזאת משחררת אנרגיה של 10 מיליון פצצות מימן. כשמתפוצצת אבוקה בכרומוספירה, משתחררת בבת-אחת האנרגיה של השדות המגנטיים העקלקלים בהבהק חזק של אור ובזרם של חלקיקים. כשפני השמש פעילים במיוחד, רואים האסטרונומים אבוקה אחת מדי שעה או שעתיים. אבל כשהשמש רגועה, עשויים לחלוף ימים או שבועות ללא כל אבוקה. האבוקות שותפות ליצירת הזוהר הצפוני, ומסוגלות לשבש שידורי רדיו בגלים קצרים בכדור-הארץ.

התפרצויות של ענני גז גדולים תלויות מעל הכרומוספירה, מרותקות למקומן בשדות מגנטיים. בצאתם מפני השטח, השדות המגנטיים מתמתחים ומשתנים בהתמדה, ולפעמים משליכים כמויות עצומות של פלסמה גבוה לשמיה של השמש. גייזרים אדירים של גז לוהט עשויים להגיע לגובה 100,000 קילומטרים ויותר, במהירויות המגיעות עד 500 קילומטרים בשנייה, ופעמים רבות הם יוצרים לולאות חינניות. לפעמים עשויים גושי הגז לרחף במשך כמה חודשים, כמו ענני קיץ – אבל עננים שהטמפרטורה שלהם מגיעה עד 10,000 מעלות קלווין (סולם קלווין מתחיל באפס המוחלט, ומציין את נקודת הקיפאון של המים ב-273 מעלות ואת נקודת רתיחתם ב-373 מעלות). חלקם מתקררים בסופו של דבר, וצונחים בחזרה לשמש. אחרים מושלכים מעליה במהירות כה רבה, עד שהם נחלצים ממשיכת הכבידה של השמש ואובדים בחלל.

מתחת לכרומוספירה משתרעים פני השמש, הקרויים פוֹטוֹסְפֵירָה, "כדור האור". זהו ים מבעבע של תאי גז לוהטים הקרויים גרגרים (granules). אלה דומים לעל-גרגרים של הכרומוספירה, אבל הם קטנים יותר ומשך חייהם רק כשש דקות. טמפרטורת הגזים של הפוטוספירה היא כ-6,000 מעלות קלווין. רוב האור ושאר סוגי האנרגיה שאנו מקבלים מהשמש באים משכבת הפוטוספירה הדקה הזאת.

אור השמש

אור השמש שאנו רואים יום יום מורכב מיחידות זעירות של אנרגיית קרינה הקרויות פוֹטוֹנים. הפוטונים הנולדים בתופת שבגלעין השמש עושים את דרכם אל פני השטח במשך מיליוני שנים. אחר-כך דרושות להם רק שמונה דקות כדי לחצות את 150 מיליוני הקילומטרים המפרידים בין השמש לבין כדור-הארץ – אם הם עושים את דרכם אלינו. לפי כמות האנרגיה שיש בפוטון, הוא עשוי להיבלע באטמוספירה של כדור-הארץ, או לחצות אותה, להגיע לפני הארץ ולחמם להרף-עין כנף יבחוש או גבעול עשב. כל פוטון נושא רק כמות זעומה של אנרגיה, אבל ביליונים של פוטונים פוגעים בכל מטר רבוע של פני הארץ מדי שנייה בשנייה. יחדיו, הם יוצרים את אור השמש. כמובן, העננים, הקרקע והמים מחזירים חלק ניכר מאור השמש לחלל, כלעומת שבא. זהו אור השמש המוחזר המאפשר לנו לראות את כדור-הארץ מחללית.

כתמים בשמש

לפני למעלה מ-2,000 שנה דיווחו אסטרונומים סינים כי עלה בידם לראות כתמי-שמש בעת שעננים דקים, עשן או אבק עמעמו את גלגל השמש המסנוור. ב-1612 חקר את התופעה האסטרונום האיטלקי גליליאו בעזרת טלסקופּ. הוא מיקד את בבואת אור השמש על פיסת נייר, וסימן עליה את הכתמים (אסור לצפות במישרין בשמש, בייחוד לא דרך טלסקופּ). יום אחר יום צפה גליליאו בכתמים המחליקים להם על פני השמש בקרבת קו המשווה שלה. לכל כתם נדרשו כ-13 ימים להופיע מעבר לשפה אחת ולגלוש עד לשפה הנגדית. תנועה זו לימדה את גליליאו שהשמש מסתובבת על צירה.

מאז ימיו של גליליאו, המשיכו המדענים להתחקות אחר כתמי-השמש. כשהם מרובים, אומרים שהשמש פעילה, וכשהם מעטים, היא רגועה. תקופה פעילה של כתמי-שמש מתחילה כשכמה כתמים מופיעים בערך באמצע המרחק בין הקטבים לקו המשווה בשני חצאי-הכדור של השמש. לאחר מכן, שנה אחר שנה, מופיעים הכתמים יותר ויותר קרוב לקו המשווה.

כתם-שמש גדול עשוי להיות גדול פי חמישה מכדור-הארץ. קילוחי גז דקים יוצרים סביב שוליו תבנית של קווי כוח מגנטיים. הדבר מלמד שכל כתם-שמש הוא מקומם של שדות מגנטיים אדירים להפליא – חזקים פי כמה אלפים מהשדה המגנטי הממוצע של כדור-הארץ. שדות מגנטיים כה חזקים מונעים את זרימתה הרגילה של האנרגיה כלפי מעלה, ופני השמש קרים יותר ולכן כהים יותר באיזור הקרוי בפינו כתם-שמש. לכן כתמי-השמש אינם סערות טורנדו משתוללות, כפי שחשבו פעם. אלה הם שדות מגנטיים חזקים המקררים מקומות שונים בפני השמש. כתמי-השמש מכילים גם את הכוחות המגנטיים החזקים המציתים את אבוקות השמש, הגורמים להתפרצויות והמשנים את צורת העטרה ואת גודלה. כשיש כתמי-שמש רבים, נראות אבוקות והתפרצויות רבות. כתמי-השמש מבשרים על בואן של סערות בשמש – סערות הפוקדות את מערכת השמש כולה.

מחזור כתמי-השמש והאקלים

נראה שפעילות השמש גורמת לשינויים באקלים כדור-הארץ. בין 1645 לבין 1715 בערך הופיעו כתמי-שמש מעטים מאוד – השמש היתה רגועה למדי – ואותן שנים הצטיינו בקור עז מהרגיל. הן היו חלק מתקופה שנקראה לימים "תקופת הקרח הקטנה", שנמשכה מסביבות 1400 ועד 1850.

האסטרונום ג'ון א' אֶדִי הוכיח כי במשך 7,000 שנה התפשטו הקרחונים על פני כדור-הארץ ונסוגו בד בבד עם פעילות השמש. כשהיתה השמש פעילה מאוד, נסוגו הקרחונים. כשהיתה רגועה יחסית, הם התפשטו שוב. מכאן נראה כי ייתכן מאוד שיש לכתמי-השמש השפעות מרחיקות-לכת על כל החיים בכדור-הארץ – השפעות שאנו מתחילים להבין רק עכשיו.

כיצד מאירה השמש?

אילו עשינו את דרכנו אל מתחת לפוטוספירה המבעבעת וחדרנו למעמקי השמש, היינו מגלים שלושה דברים: ראשית, הטמפרטורה עולה בהתמדה, עד כ-15 מיליון מעלות קלווין בגלעין. שנית, משקלם של רסיסי האטומים המעיקים מלמעלה יוצר לחץ גבוה להחריד. ושלישית, חומר הגלעין דחוס עד כדי כך שצפיפותו גדולה פי עשרה בערך מזו של כסף או ברזל.

לפני מאות שנים חשבו שהשמש היא כדור של אש. כיום ידוע לנו שזה לא ייתכן. גוש פחם בגודל השמש היה בוער כליל בכמה אלפי שנים, ואילו גיל השמש הרבה יותר גדול מזה. תיאוריה אחרת גרסה שהשמש פולטת את האנרגיה האדירה שלה משום שהיא מתכווצת ודוחסת את החומר שלה בצפיפות הולכת וגדלה סביב הגלעין; ואכן, כך נוהג כוכב בשלבי היווצרותו. אבל לא זה מקור האור של השמש כיום. אילו כך היה, היא היתה מתכווצת לנקודה לפני זמן רב.

היש בידינו תשובה? בתחילת המאה הנוכחית אמר אלברט איינשטיין שכל חומר – בול עץ, פיסת גיר, אנחנו עצמנו, כל דבר שהוא – עשוי להפוך כל-כולו לאנרגיה. היה זה רעיון מדהים ומפתיע, אבל כיום אנו יודעים שזו האמת. מדען אחר, האנס בֶּתֶה, נעזר ברעיון זה בשנות השלושים כדי לתאר את דרך הפקת האנרגיה בשמש. בתה זכה בפרס נובל על עבודתו זו בשנת 1967 . כדי להבין את התיאוריה של בתה, ואחרות שעלו בעקבותיה, עלינו לחזור לגלעין הפנימי של השמש – כדור ענקי, כפול בגודלו מצדק. כאן, בלחץ העצום, בצפיפות האדירה ובטמפרטורה הגבוהה, מתנגש הערב-רב הדחוס של חלקיקים אטומיים שוב ושוב, בכוח רב. לפעמים נחבטים אותם חלקיקים זה בזה בעוצמה כה רבה, עד שהם מתמזגים יחדיו בתהליך הקרוי היתוך.

השמש כפצצת מימן

זה מה שקורה, לדעתנו: שני גרעינים של מימן, הקרויים פְּרוֹטוֹנִים, כשהם נחבטים זה בזה בעוצמה מספקת להיתוך, יוצרים גרעין דיאוטריום ובו פרוטון אחד וניוטרינו אחד. כשהפרוטונים מתמזגים, הם משחררים אנרגיה – חלקה בדמות חלקיק הקרוי ניוּטְרִינוֹ. הניוטרינו הוא חלקיק מוזר; דומה שיש ביכולתו לעבור דרך כל דבר שהוא, כולל גוף האדם או כדור-הארץ כולו, כאילו אינו קיים כלל.

גרעין דיאוטריום עשוי להתנגש בפרוטון חופשי אחר ולהתמזג עמו, ואז נפלטת אנרגיה בצורת קרני גאמה. לבסוף נתקל הגוש הזה של שלושה חלקיקים בגוש אחר דומה לו, ואז נוצר גרעין הֶלְיוּם. בהתנגשות אחרונה זו משתחררים שני פרוטונים, והתהליך מתחיל מחדש. בכל שלב נפלטת אנרגיה בצורת פוטונים. האנרגיה הזאת היא המהווה את אור השמש, והיא המחממת את כדור-הארץ. כך גם פועלת פצצת המימן. השמש אינה אלא פצצת מימן ענקית, המתפוצצת בהתמדה.

מסע של 50 מיליון שנה

כיצד יוצאת האנרגיה מהגלעין? חלקיקי נויטרינו עושים את דרכם במהירות האור, אבל רוב האנרגיה עושה דרך עקלקלה וממושכת אל פני השמש. המדענים מכנים זאת "הילוך אקראי". משך הזמן הדרוש להגעתה של כמות אנרגיה מקורית מן הגלעין אל הפוטוספירה הוא 50 מיליוני שנים. אנרגיה זו, שהחלה את דרכה כקרני גאמה, מכילה עתה אנרגיית פוטונים לכל רוחב הספקטרום האלקטרומגנטי (ראה עמודים 28–29).

בשנייה אחת נותנת השמש אנרגיה רבה יותר ממה שהפיק כל המין האנושי כולו במשך כל קיומו בכדור-הארץ. קשה להאמין שכמות כה קטנה של מסה יכולה ליצור כמות כה גדולה של אנרגיה, אבל כך הוא. אילו היה אפשר להמיר לחלוטין כמות חומר של קילוגרם אחד לאנרגיה, היה בה כדי לספק את כל צריכת החשמל של ארצות-הברית במשך חודשיים! אולם כוכב-הלכת שלנו מקבל רק מיליארדית אחת בערך מכלל תפוקת האנרגיה של השמש. כל השאר נוהר לכל הכיוונים בחלל. בממוצע, כל מטר רבוע של פני כדור-הארץ מקבל כמות של אנרגיית שמש שיש בה כדי לחמם ולהאיר חדר קטן אחד. אילו רק ידענו כיצד לנצל חלק גדול יותר מהאנרגיה הזאת.

אם השמש מכלה את המימן שלה כשהיא יוצרת אנרגיה, הלא יגיע זמן שבו יאזל המימן, והשמש תכבה? אכן, הזמן הזה עתיד להגיע, בהכרח. אבל אף שהשמש מכלה ארבעה מיליוני טונות של מימן בכל שנייה, יש בה די והותר מימן להמשיך לתת את אורה עוד חמישה מיליארדי שנים.

פענוח אור השמש

המכשיר הקרוי ספקטרוסקופּ, כשמצמידים אותו לטלסקופּ, פועל כמו מנסרה. הוא מפרק את האור לפס בשלל צבעי הקשת, הקרוי סְפֶּקְטְרוּם. לאחר שלמדנו לקרוא את הספקטרום הזה, הוא מגלה לנו שלל סודות על השמש, או על כל כוכב אחר.

אם מעבירים אור של נורה דרך חריץ ואחר-כך דרך מנסרה (ראה עמוד 60), אנו רואים פס של צבעים המתמזגים זה בזה בהדרגה, הקרוי ספקטרום רציף. והנה, אם נמצא גז בין הנורה לבין החריץ, מופיעה בספקטרום תבנית של קווים כהים, והוא חדל להיות "רציף". זהו ספקטרום קווים כהים או ספקטרום בליעה (משום שהגז בולע כמה אורכי-גל סגוליים של אנרגיית האור). כל יסוד כימי נותן תבנית מיוחדת לו של קווים כהים – אלה טביעות האצבעות שלו.

עכשיו נכבה את הנורה ונתבונן בספקטרום של אותו גז עצמו אחרי שהתחמם. במקום שהיתה לנו קודם תבנית של קווים כהים, יש עכשיו תבנית של קווים בהירים, הקרויה ספקטרום קווים בהירים או ספקטרום פליטה. הגז פולט עכשיו את טביעות האצבעות שלו.

כשאנו צופים בשמש דרך ספקטרוסקופ, הדבר דומה לאור הנורה העובר דרך גז. הגזים של אטמוספירת השמש נמצאים בין פני השמש לבין הספקטרוסקופ שלנו. לכן אנו רואים ספקטרום של קווים כהים שאפשר לזהות בו את טביעות האצבעות האופייניות של מימן, הליום, ברזל, מגנזיום ועוד כ-70 יסודות אחרים בכרומוספירה ובעטרה.

הספקטרה מלמדים לא רק על הרכבם הכימי של הכוכבים. אנו לומדים מהם גם על הטמפרטורה של גזי הכוכבים, הלחץ השורר בהם, צפיפותם ותנועותיהם. הם אפילו מראים לנו היכן נמצאים השדות המגנטיים.

טלסקופּי שמש

האסטרונומים משתמשים בטלסקופים בעלי אורך מוקד גדול מאוד כדי לחקור את השמש. טלסקופ השמש מֶקְמָאת במצפה קִיט פִּיק שבאריזונה, הגדול בעולם, מציג תמונה של השמש שקוטרה כמעט מטר אחד ונראים בה תוואים שונים, כמו כתמי-השמש, בפרטי פרטים. מכיוון שזהו הטלסקופ היחיד בגודל זה שנבנה מעולם, מושך אליו מקמאת אסטרונומים מכל רחבי תבל. חשוב לשמור על טמפרטורת אוויר יציבה בעת השימוש בטלסקופ, לכן יש במקמאת קליפה פנימית בת 36 טונות של צינורות נחושת מוצקים. כ-64,000 ליטרים של נוזל נגד-קיפאון זורמים בצנרת הזאת ומונעים את היווצרותם של זרמי אוויר חמים, העלולים לטשטש את התמונה.

מאחורי טלסקופ מקמאת (עמודים 62–63) נמצא מגדל מאונך קטן יותר ובו טלסקופ-רִיק שמשי. מנהרת הרִיק הארוכה שלו אינה מכילה כל אוויר, ולכן התמונה בה יותר חדה, אם כי יותר קטנה. טלסקופ זה יוצר מדי יום ביומו מפות מגנטיות – מגנטוגרמות – של השמש.

מקמאת פועל 24 שעות ביממה וצופה לא רק בשמש, אלא גם בירח, בכוכבי-הלכת ובכוכבים. מכשירים מסוג זה ממלאים תפקיד כפול, משום שהם מאפשרים למדענים לחקור את ההרכב הן של אור השמש והן של אור הכוכבים. טלסקופ אחר במצפה פיק קיט, מֶיוֹל שמו, הפיק את תמונת הכוכב בֵּיתֶלְג'וּז המופיעה בעמוד 226.

פנים רבות לשמש

התצפית בשמש דרך ספקטרוסקופ דומה במקצת לצפייה בנוף דרך משקפת. במשקפת אנו יכולים להתמקד תחילה בעצמים קרובים. כשאנו משנים את המיקוד, אנו יכולים לצפות בעצמים רחוקים יותר. בכל רגע נתון, אנו רואים בבהירות רק את חלקי הנוף שבהם בחרנו להתמקד. כל השאר מטושטשים, או אינם נראים כלל.

כשאנו "ממקדים" את הספקטרוסקופ באורך-הגל האדום של הספקטרום הנראה, וחוסמים את כל שאר אורכי-הגל, אנו מצלמים את הגזים הקרים יותר, נמוכי האנרגיה, של הפוטוספירה התחתונה; שום דבר אחר אינו נקלט. כשאנו משנים בהדרגה את המיקוד ועוברים לאורכי-הגל הקצרים יותר ויותר של הכתום, הצהוב, הירוק, הכחול והסגול, וממשיכים הלאה לעל-סגול ולקרני רנטגן X, אנו יכולים לצפות באטמוספירת השמש רובד אחר רובד, ולצלם תוך כדי כך כל רובד בתורו. כשאנו מגיעים לעל-סגול ולקרני רנטגן, אנו כבר ממוקדים בעטרה הלוהטת שמעל הכרומוספירה.

תחנת-החלל הניסיונית הראשונה של נאס"א, סְקַיילֶבּ, צוידה במצלמות טלסקופיות בעל-סגול ובקרני רנטגן, שהעניקו לנו אלפי תמונות של השמש – תמונות שמעולם לא יכולנו לראותן עד אז. הטלסקופים העל-סגולים של סקיילבּ צילמו את הגזים האנרגטיים ביותר של מרומי הכרומוספירה העליונה. הטלסקופים בקרני רנטגן צילמו את הגזים האנרגטיים עוד יותר, בעלי הטמפרטורה של יותר ממיליון מעלות קלווין, בעטרה הגבוהה. היתה זו הפעם הראשונה שראינו את הפערים בעטרת השמש. פלחי הקוֹרוֹנָגְרָף, העל-סגול וקרני רנטגן של התמונה המצרפית המוצגת כאן צולמו בטלסקופים של סקיילבּ.