לדלג לתוכן

כרומוספירה

מתוך המכלול, האנציקלופדיה היהודית
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
הכרומוספירה של השמש כפי שהיא נראית בזמן ליקוי חמה.

הכרומוספרה היא שכבה דקה באטמוספירה של השמש בעלת צבע אדמדם ונמצאת בין הפוטוספרה והעטרה (קורנה) של השמש. השם מעיד על צבע (כרומוס= צבוע, ספירה= שכבה) עובייה של הכרומוספירה משתנה ומוערך ב--3000-2,000 ק"מ והיא נראית לעין הבלתי מזוינת רק בזמן ליקוי חמה. בשכבה זו מופיעות התפרצויות השמש. אלה הן פתילות שעולות, חוצות את העטרה ואחר כך יורדות תוך כ-10 דקות.[1][2]


ערך מורחב – השמש

מבנה שכבות האטמוספירה של השמש

  • פוטוספרה (Photosphere) – השכבה התחתונה (הקרובה לליבה המפיצה אנרגיה): "המשטח הנראה" של השמש שממנו יוצא האור הנראה; וגם אורכי גל שאינם מראים, אולטרא סגול, ואינפרא אדום. טמפרטורה אפקטיבית ~5,700–5,800 K (קלווין); עובי אופטי של סדר כמה מאות קילומטרים; מאפייני פני השטח: גרנולציה (מבנה גרגרי לא הומוגני, בעל צפיפות משתנה). בשכבה זו נוצרים כתמי שמש (שדות מגנטיים חזקים ושינויי טמפרטורה קיצוניים) הנקראים faculae ונקודות של פעילות מגנטית חזקה. הפוטוספרה היא האזור שבו קרינת האור דומיננטית.[3]
  • טכוקליין בין הפוטספירה והכרומוספירה, קיים אזור מעבר הנקרא טכוקליין, שיש לו תפקיד בהסעת החום ובמעברי הטמפרטורות החום בין הפוטוספירה והכרומספירה. (3) בתמונה.[4]
  • כרומוספרה (Chromosphere) – שכבה דקה יחסית מעל הטכוקליין, עובי מספר אלפי ק"מ בממוצע, פחות צפופה, והצבע הנראה שלה באור לא מקוטב הוא אדמדם (Hα) — וניראה 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 מהמרכז (core) (בערכים של כמה5000-20000K תלוי באזור ובשעה).[5] הכרומוספרה דינמית מאוד[6] ומנוהלת על-ידי השדה המגנטי[7]
  • הילה (Corona) – השכבה החיצונית של האטמוספירה, מעל לכרומוספרה מתפרסת רוחב מיליוני קילומטרים, מאוד דלילה אך חמה מאוד (טמפרטורות טיפוסיות של ~1–2 מיליון K ואף יותר באזורים פעילים). קורונה נצפית באולטרה-סגול ורנטגן (EUV/X-ray) ובליקוי חמה כעטרה בלבן זוהר (ו/או בעזרת קורונוגרף). מנגנון החימום המדויק של הקורונה עדיין נושא למחקר (גלי הלם, מיקרו/ננופלר — התפרצויות מקריות של ריקון אנרגיה מגנטית).[8]

סיכום תכונות של שכבות השמש מעל לליבה

שכבה מיקום עובי ממוצע טמפרטורה טיפוסית מאפיין עיקרי
טכוקליין בין הפוטוספרה לכרומוספרה ≈ 0.04 רדיוס שמש (~30,000 ק"מ) ~2×10⁶ K סיבוב קשיח, יוצר הפרעות מגנטיות וזרמי הסעה.
פוטוספירה נעל לליבה ומתחת לטכוקליין. משתנה: 500-3000ק"מ ~5,800 K יוצר אור נצפה. מעורב ביצירת ספקולות וכתמי שמש
כרומוספירה מעל הפוטוספירה ~2,000–3,000 ק"מ 4,000–10,000 K פליטת H-α, התפרצויות (ספיקולות)
קורונה החיצונית ביותר מיליוני ק"מ 1–2×10⁶ K גז דליל מאוד, פליטות רנטגן
ערך מורחב – פוטוספירה

מאפיינים פיזיקליים של הכרומוספירה

מאפיינים עיקריים

מיקום ועובי: הכרומוספירה משתרעת מגובה של כ-500 ק"מ מעל פני השמש הנראים ועד לגובה של כ-2,000-3,000 ק"מ. עובייה משתנה ואינו אחיד.[9]

טמפרטורה: בניגוד לציפיות, הטמפרטורה בכרומוספרה עולה עם הגובה - מ-4,000 קלווין (K) בחלקה התחתון ועד 20,000-25,000 Kבחלקה העליון. זהו חלק מ"בעיית החימום הקורונלי". שההסבר לתופעה נתון עדיין שנוי במחלוקת ויש תיאוריות שונות לסיבה, כיוון שהתופעה נוגדת להתקררות הצפויה עם המרחק מהליבה.[10]

שיווי משקל דינמי local thermodynamic equilibrium (LTE) מצב שבו יש אזורים בכרומוספרה ובפוטוספרה הנמצאים במצב של שיווי משקל תרמודינמי מקומי אבל בכלורוספרה יש אזורים שבהם השיווי משקל דינמי ומשתנה ו נקראים noneLTE. הסיבה לכך היא מגנטיות משתנה ואנרגיה נצברת.[11]

צפיפות: הצפיפות בכרומוספרה נמוכה מזו שבפוטוספרה ופוחתת עם הגובה.

כרומוספירה בהגדלה. ניתן לראות ספיקולות (דמויי קוצים), בהתפרצות לתוך הקורונה

צבע: לכרומוספרה צבע אדום - ורוד, שניתן לראותו רק בעת ליקוי-חמה או במכשיר תצפית מיוחדים. הצבע נגרם מבליעת האור על-ידי יוני מימן

הגורמים לצבע הכרומוספירה

כרומוספירה נראית בצבע אדום-ורדרד בגלל תופעה ספקטרלית: היא פולטת אור חזק בתחום הבליעה באורכי הגל האופייניים למימן אלפא (מימן מיונן:656,3 ננומטר)

הסבר

בשנת 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. מתווה זה נקרא קווי פראונהופר. לכן כשצופים בשמש דרך מכשיר המזהה קווים אלה אפשר לזהות את הגזים דרכם עובר האור. נמצא שהכרומוספרה מורכבת בעיקר ממימן והליום.[12]

קווי פראונהופר: מוצגים קווים שחורים באורכי הגל בספקטרום. הקווים הם תוצאה של בליעת אור של אטומים בגז. כאשר אורך הגל הנצפה נמצא בתדר עם אלקטרונים המקיפים את הגרעין.

הרכב: הכרומוספירה מורכבת בעיקר ממימן והליום, בדומה לשאר השמש.

טמפרטורה ויוניזציה : בשכבה זו, טמפרטורת הגז עולה במהירות (מ-4,000 $K$ עד 20,000 $K$ ויותר, והיא חלק "מבעיית החימום הקורונלי".( התחממות בניגוד לגרדיאנט המצופה) הטמפרטורה הגבוהה גורמת לאטומי המימן להיות מעוררים ומיוננים חלקית.

פליטת H\alpha: כאשר אלקטרון באטום מימן מעורר נופל מרמת האנרגיה השלישית לרמה השנייה, הוא משחרר פוטון באורך גל ספציפי: 656.3 ננומטר. אורך גל זה נמצא בחלקו האדום של הספקטרום הנראה. והוא הגורם לצבע האדמדם של הכרומוספירה.

בהירות מוגברת: הפליטה החזקה והספציפית הזו הופכת את הכרומוספירה למקור בהיר מאוד באור אדום, ולכן היא מקבלת את הגוון האדמדם האופייני שלה.[1]

הקשר בין הטכוקליין לכרומוספרה

הקשר ביניהם אינו ישיר במרחב, אלא דינמי ומגנטי:

בטכוקליין נוצר השדה המגנטי הסולארי (מנגנון הדינמו). מהירות סיבוב הטכוקליין סביב הליבה קבועה, ושונה ממהירות הפוטוספירה והכרומוספירה. כתוצאה מכך נוצרים כוחות גזירה בין מישורי החיכוך כשהם חודרים לכרומוספרה הם יוצרים עיוותים בשדה המגנטי והם מוסטים כלפי מעלה דרך אזור ההסעה והפוטוספרה. כך נוצרים "קוצים" (spicules),המבטאים התפרצויות ולולאות מגנטיות, כמוכן יש לטכוקליין חלק ביצירת כתמי שמש שמקורם בפוטוספרה שמתחתו. מעוצמת הזרמים של הפלזמה בטכוקלין נאגרת אנרגיה שמתפרצת ביצירת כתמי השמש ובסערות ברקים.

קשתות של שדה מגנטי מחברות אזורים עם קיטוב מנוגד. תצפיות מראות שהשדות מעוגנים בפוטוספרה. שדות מגנטיים גורמים לפיתול ועיוות של קווי השדה החשמלי האוגר אנרגיה, בנקודות המפגש של קווי הכוח המגנטיים משתחררת אנרגיה של זרם של פלסמה מיוננת. בהבזקי חום ואור הנצפים מכדור הארץ. לכן אפשר לומר שאירועים בכרומוספרה היא ביטוי חיצוני של תהליכים מגנטיים שמקורם העמוק בטכוקליין.[13]

ההבדלים בין הכרומוספירה, הקורונה והפוטוספרה

  • מנעד (פרופיל) טמפרטורה בטווח הפוטוספרה (שהיא הסמוכה יותר לאזור הקרינה). הטמפרטורה יורדת מעט כלפי חוץ (עד שכבת ה־τ≈1) לאחר מכן בכרומוספרה מתחילה עלייה בטמפרטורה ובהמשך — באזור הנקרא "transition region" מתקיימת קפיצה חדה למאות אלפי מעלות בקורונה (noneLTE). המבנה הזה (ירידה קלה> עלייה> קפיצה) הוא יסודי בתיאור האטמוספירה הסולארית.[14]
  • צפיפות ויוניזציה הצפיפות יורדת במהירות כאשר עולים למעלה; החומר בכרומוספרה חלקית מיונן ולכן תהליכי פליטה וספיגה אינם בתחום ה-LTE.בקורונה היוניזציה מלאה יותר אך הצפיפות מאוד נמוכה.[15]
  • איזון אנרגטי ומנגנוני חימום בפוטוספרה — מקור האנרגיה העיקרי מגיע מהליבה (אנרגיה שמקורה בתוך הליבה, מומרת לקרינה), התווך הגזי המיונן של הפוטוספרה זורם בקונבנציה (זרמי מערבולת) דרך הטכוקליין. בכרומוספרה מתקיים איבוד אנרגיה של קרינה גדול יותר ליחידת מסה, וחימום שמאפשר את הטמפרטורות הגבוהות יחסית. מקורו של החימום בגלי הלם ממקורות שונים:(אקוסטיים/מגנטו-אקוסטיים/אלפאבנים). התנגשות של שדות מגנטיים (reconnection) ותופעות מקומיות דינמיות (פריצה של לשונות הנקראות spicules); חלק מהמנגנונים בכרומוספרה גם מסייעים בהזנה ובחימום של הקורונה. נושא זה עדיין במחקר.[16]
  • שדה מגנטי ודינמיקה בפוטוספרה השדה המגנטי מתחבר ומשתנה אך לעיתים הזרימה ההידרודינמית (קונבקציה) שולטת; בכרומוספרה המגנטיות שולטת — קווים מגנטיים מנווטים פלזמה ויוצרים מבנים שטוחים וחוטיים (fibrils, plages)[17] וזרמי פלזמה אנכיים (spicules).[18] בקורונה המבנה המגנטי יוצר סלילים (loops) וכתמיכה למחזורי כוחות גדולים יותר (CMEs, זרמי שמש).

מצב פיזיקלי מיוחד של הכרומוספירה

  • LTE חלקי (Local Thermodynamic Equilibrium) - האטומים בשיווי משקל תרמודינמי מקומי,[19] כלומר ישנם שינויים תרמודינמיים מקומיים (מוגדרים ומשתנים)בתוך השכבה([20]
  • שקיפות בררנית (סלקטיבית): אטומה לתדרים מסוימים, שקופה לאחרים, ולכן חלק מקרינת האור של השכבה הפוטוספרית שמתחתה איננה נראים.
  • גרדיאנט טמפרטורה חד: עליה מהירה בטמפרטורה ביחס לכרומוספרה ושינוי מהיר בתנאים הפיזיקליים.[21]

קווי פליטה אופייניים

קווי הפליטה מעידים על היסודות הנמצאים בכרומוספרה.[22]

  • H-α (656.3 ננומטר): האדום האופייני לכרומוספרה.
  • Ca II H&K (393.4, 396.8 ננומטר): קווי סידן מיונן
  • He I (587.6 ננומטר): קו הליום צהוב.
  • Mg II (279.6, 280.3 ננומטר): קווי מגנזיום באולטרה-סגול.

פרדוקס הטמפרטורה של הפוטוספירה והכרומוספירה

שינויי הטמפרטורה שמעל לליבה, מתנהגים בניגוד למצופה. תופעה זו נקראת "פרדוקס הטמפרטורה של השמש": הטמפרטורה בפוטוספרה יורדת עם הגובה (המרחק מהליבה) מ-6,500K ל-4,400K. אבל במעבר לכרומוספרה ואחר כך לעטרה הטמפרטורה עולה שוב לכ-20,000K ובעטרה היא מגיעה למיליוני מעלות! איך האנרגיה מועברת נגד הזרם התרמודינמי זוהי אחת התעלומות המרכזיות בפיזיקה סולארית: ייתכן והגורם הם זרמי ההסעה (קונבקציה) הנגרמים על-ידי שדות מגנטיים. או תהליכים הפועלים באזור המעבר[23]

אזור המעבר:(טכוקליין) בין הפוטוספירה לכרומוספרה יש אזור מעבר קצר (ברוחב של כ-100 ק"מ) שבו הטמפרטורה מתחילה לעלות.[14]

שכבת ההסעה והקשר לכרומוספרה

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

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

מנגנון ההסעה

חימום מלמטה: אנרגיה מהליבה מחממת את החלק התחתון של הפוטוספירה. זרמים של פלזמה לוהטת,(5000-6000K) וקרינה זורמים מהליבה דרך הפוטוספרה לכרומוספרה 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 לפוטוספרה היא מתחילה להתקרר. ככל שההסעה עולה היא מתקררת (יוצא מהכלל זאת תופעת ההתחממות הפתאומית במעבר לכרומוספרה) בפלסמה המתקררת וגם מאירה, ומייצרת אנרגיית קרינה העוברת לכרומוספרה ולעטרה ונשלחת לחלל.[24]

סיבוב דיפרנציאלי של שכבות השמש והכרומוספירה

מנגנון הסיבוב הדיפרנציאלי

סיבוב דיפרנציאלי היא תופעה שבה כדור המורכב מנוזלים, פלסמה או גזים המסתובב על צירו, נוצרים הבדלים במהירות הסיבוב בין שכבות המרכיבות את הליבה, ההפרשים בין מהירות התנע של השכבות יוצר מאמץ גזירה שבו מצטברת אנרגיה, בדומה לאנרגיה הנוצרת בחיכוך.[25]

מקור הסיבוב: בפלזמה הגזית. בניגוד לגוף מוצק, השמש אינה מסתובבת כיחידה אחת. הגורמים להבדלים בתנועה הם זרמי הסעה בשכבת ההסעה בין הליבה לפוטוספרה לכרומוספרה ולקורונה. גורמים למהירות סיבוב שונה בקווי רוחב שונים.

שימור תנע זוויתי מקומי: כל "חבילת" פלזמה שומרת 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 בקטבים פעם אחת בכל 2-3 חודשים.

מבנה השכבות: מהפנים החוצה: ליבה: סיבוב קשיח (~27 ימים בכל העומקים) מעליה: אזור הפוטוספירה: מעליה אזור של סיבוב קשיח הנקרא טכוקליין שאחריה שכבת מעבר צרה ומעליה

אזור הסעה תחתון: מעל הכרומוספירה מהירות האיטית מזו של הפוטוספירה ומושפעת מהטכוקליין שמהירותו קשיחה, כך שנוצר מאמץ גזירה חזק בין שלשת השכבות. מעל הכרומוספרה קיים אזור הסעה עליון :במעבר בין הכרומוספירה 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.[26]

זרמים חזקים ודינמיים בהיקפים שונים

זרמים אנכיים (ספיקולות) שמקורם בפוטוספרה יוצרים סילוני פלזמה (פילמנטים) שעולים עד הקורונה, מתקררים ויורדים חזרה לליבה. תנועה זו גורמת לתמונת ה"חמנייה" האופיינית לקורונה בתצפית מהארץ.

הגדרה: ספיקולות הם קווים כהים הנראים כסיבים על הדיסק הסולארי, המתנשאים מעל הפוטוספירה לתוך הכרומוספירה והעטרה.[27]

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

גובה: 5,000-100,000 ק"מ מעל הפוטוספירה, כלומר מעבר לכרומוספרה אל תוך העטרה.

  • ספיקולות: מזרקות גז לוהטות הנורות כלפי מעלה במהירויות של כ-20 עד 100 ק"מ/שנייה.
  • התפרצויות שמש (Flares): יכולות להעיף חומר במהירויות גבוהות מאוד, לפעמים עד אלפי קילומטרים בשנייה. למרחק של מיליוני קילומטר, מתקררים ויורדים חזרה לליבה. להתפרצויות אלה נלווים התפרצויות מגנטיות ושחרור קרינה בתחום ה־UV הקצר. ולכן הן משפיעות על כדור הארץ. ההשפעה מקיפה תחומים רבים: אקלים, הפרעות לתקשורת, קרינת UV חזקה, קרינת אלפא וגאמה (רדיואקטיביות). וכנראה גם על התפרצויות וולקניות על האדמה.[28]
  • גלי הלם: גלי אנרגיה (גלים מגנטו-אקוסטיים) העוברים דרך הכרומוספרה במהירות של כמה עשרות ק"מ/שנייה ומחממים אותה.[29]

תכונות פיזיקליות

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.[26]

מאמץ 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 של הפלזמה (מוליך יונים או אלקטרונים בשדה מגנטי)) וכתוצאה מכך הסטה של זרמי הסעה וזרמי הפלזמה היוצרים ספיקולות ותורמים להיווצרות כתמי שמש.[30]

קשר לכתמי השמש

ערך מורחב – כתמי שמש

מנגנון ההסעה, והאנרגיה המצטברת בגלל התנועה הדיפרנציאלית, יוצרים התפרצויות הנראות מכדור הארץ ככתמים כהים. הכרומוספירה איננה המקור אלא הפוטוספירה, ולכן היא משמשת כמעבר של זרמי הפלזמה ומחזורי ההתפרצויות ותורמת להסטת האנרגיה, ההולכת ומצטברת עד להתפרצות.[31]

קישורים חיצוניים

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא כרומוספירה בוויקישיתוף

הערות שוליים

  1. ^ 1.0 1.1 Mats Carlsson, Bart De Pontieu, Viggo H. Hansteen, New View of the Solar Chromosphere, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 57, 2019-08-18, עמ' 189–226 doi: 10.1146/annurev-astro-081817-052044
  2. ↑ R. Grant Athay, The Solar Chromosphere, Scientific American 206, 1962, עמ' 50–59
  3. ↑ [https://adsabs.harvard.edu/full/1981ApJS...45..635V Mass and energy flow in the solar chromosphere and corona GL Withbroe, RW Noyes - In: Annual review of astronomy and …], adsabs.harvard.edu
  4. ↑ the solar Tachocline, adsabs.harvard.edu
  5. ↑ Donald.E.Ostenbrok, The Heating of the Solar Chromosphere, Plages, and Corona by Magnetohydrodynamic Waves, adsabs.harvard.edu
  6. ↑ S. Wedemeyer-Böhm, L. Rouppe van der Voort, Small-scale swirl events in the quiet Sun chromosphere, Astronomy & Astrophysics 507, 2009-11-01, עמ' L9–L12 doi: 10.1051/0004-6361/200913380
  7. ↑ J. Trujillo Bueno, T. del Pino Alemán, Magnetic Field Diagnostics in the Solar Upper Atmosphere, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 60, 2022-09-18, עמ' 415–453 doi: 10.1146/annurev-astro-041122-031043
  8. ↑ John E. Ross, Lawrence H. Aller, The Chemical Composition of the Sun, Science 191, 1976-03-26, עמ' 1223–1229 doi: 10.1126/science.191.4233.1223
  9. ↑ Rutten, Robert J. (2007-03-25), Observing the Solar Chromosphere, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0703637, נבדק ב-2025-09-22
  10. ↑ S. Jafarzadeh, S. Wedemeyer, B. Fleck, M. Stangalini, D. B. Jess, R. J. Morton, M. Szydlarski, V. M. J. Henriques, X. Zhu, T. Wiegelmann, J. C. Guevara Gómez, S. D. T. Grant, B. Chen, K. Reardon, S. M. White, An overall view of temperature oscillations in the solar chromosphere with ALMA, Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 379, 2020-12-21, עמ' 20200174 doi: 10.1098/rsta.2020.0174
  11. ↑ G. J. M. Vissers, S. Danilovic, J. de la Cruz Rodríguez, J. Leenaarts, R. Morosin, C. J. Díaz Baso, A. Reid, J. Pomoell, D. J. Price, S. Inoue, Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare - I. The vector magnetic field in the photosphere and chromosphere, Astronomy & Astrophysics 645, 2021-01-01, עמ' A1 doi: 10.1051/0004-6361/202038900
  12. ↑ Alexander Nindos, Spiros Patsourakos, Shahin Jafarzadeh, Masumi Shimojo, The dynamic chromosphere at millimeter wavelengths, Frontiers in Astronomy and Space Sciences 9, 2022-10-04 doi: 10.3389/fspas.2022.981205
  13. ↑ 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
  14. ^ 14.0 14.1 R. L. Moore, P. C. W. Fung, Structure of the chromosphere-corona transition region, Solar Physics 23, 1972-03-01, עמ' 78–102 doi: 10.1007/BF00153893
  15. ↑ Nuño, Bruno Sánchez-Andrade (2009-02-18), Observations, analysis and interpretation with non-LTE of chromospheric structures of the Sun, doi:10.48550/arXiv.0902.3174, נבדק ב-2025-10-27
  16. ↑ H. Peter, On the nature of the transition region from the chromosphere to the corona of the Sun, Astronomy & Astrophysics 374, 2001-08-01, עמ' 1108–1120 doi: 10.1051/0004-6361:20010697
  17. ↑ Alexander Pietrow, Investigating magnetic fields in the solar chromosphere, 2020
  18. ↑ C. Beck, E. Khomenko, R. Rezaei, M. Collados, The energy of waves in the photosphere and lower chromosphere - I. Velocity statistics, Astronomy & Astrophysics 507, 2009-11-01, עמ' 453–467 doi: 10.1051/0004-6361/200911851
  19. ↑ Takashi Fujimoto, R. W. P. McWhirter, Validity criteria for local thermodynamic equilibrium in plasma spectroscopy, Physical Review A 42, 1990-12-01, עמ' 6588–6601 doi: 10.1103/PhysRevA.42.6588
  20. ↑ R Molowny-Horas, P Heinzel, P Mein, [https://adsabs.harvard.edu/full/1999A&A...345..618M non-LTE inversion procedure for chromospheric cloud-like features … - …9 and Astrophysics, v …, 199], adsabs.harvard.edu
  21. ↑ Wedemeyer-Böhm, S.; Steiner, O.; Bruls, J.; Rammacher, W. (2006-12-21), What is heating the quiet-Sun chromosphere?, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0612627, נבדק ב-2025-09-22
  22. ↑ Authors: Marsch, E., von Steiger, R., & Bochsler, P. Journal: Astronomy and Astrophysics, v.301, p.261, Element fractionation by diffusion in the solar chromosphere, adsabs.harvard.edu, ‏1995
  23. ↑ Bhola N. Dwivedi, Kenneth J. H. Phillips, the paradox of the Sun’s hot corona, Scientific American 284, 2001, עמ' 40–47
  24. ↑ 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
  25. ↑ B. R. Durney, On the sun's differential rotation, Solar Physics 38, 1974-10-01, עמ' 301–309 doi: 10.1007/BF00155068
  26. ^ 26.0 26.1 Authors: Spiegel, E. A. & Zahn, J.-P., .The solar tachocline (עמ' p. 106-114), adsabs.harvard.edu, Journal: Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 265, no. 1,. ([Bibliographic Code: 1992A&A...265..106S ארכיון])
  27. ↑ P. G. Papushev, R. T. Salakhutdinov, The dynamics of chromospheric spicules, Space Science Reviews 70, 1994-10-01, עמ' 47–51 doi: 10.1007/BF00777840
  28. ↑ G. Anagnostopoulos, I. Spyroglou, A. Rigas, P. Preka-Papadema, H. Mavromichalaki, I. Kiosses, The sun as a significant agent provoking earthquakes, The European Physical Journal Special Topics 230, 2021-01-01, עמ' 287–333 doi: 10.1140/epjst/e2020-000266-2
  29. ↑ Santos, J. M. da Silva; Molnar, M.; Milić, I.; Rempel, M.; Reardon, K.; Rodríguez, J. de la Cruz (2024-09-27), Constraints on Acoustic Wave Energy Fluxes and Radiative Losses in the Solar Chromosphere from Non-LTE Inversions, doi:10.48550/arXiv.2408.15908, נבדק ב-2025-10-27
  30. ↑ M. Loukitcheva, S. K. Solanki, S. M. White, The relationship between chromospheric emissions and magnetic field strength, Astronomy & Astrophysics 497, 2009-04-01, עמ' 273–285 doi: 10.1051/0004-6361/200811133
  31. ↑ R. Rezaei, Structure of sunspot light bridges in the chromosphere and transition region, Astronomy & Astrophysics 609, 2018-01-01, עמ' A73 doi: 10.1051/0004-6361/201629828
  32. ↑ השמש, מבנה, עטרה, כרומוספירה, היל"א - המרכז הישראלי למידע אסטרונומי, קוסמוס טלסקופים, באתר www.education.org.il

כרומוספירה42318348Q190003

אוחזר מתוך "https://www.hamichlol.org.il/w/index.php?title=כרומוספירה&oldid=3584798"