[ تعرٌف على ] ريح شمسية

تم النشر اليوم 10-12-2025 | [ تعرٌف على ] ريح شمسية
تم النشر اليوم [dadate] | ريح شمسية

ملاحظات من الفضاء

في يناير 1959، رصدت المركبة الفضائية السوفيتية لونا 1 الرياح الشمسية مباشرة وقاست قوتها، باستخدام مصائد الأيونات نصف الكروية. تم التحقق من هذا الاكتشاف، الذي أجراه كونستانتين غرينغاوز، بواسطة لونا2 ، لونا3 ، وأبعد قياسات فينيرا1 . بعد ثلاث سنوات، تم إجراء قياس مماثل من قبل الجيوفيزيائية الأمريكية مارسيا نوجباور والمتعاونين باستخدام مارينر2 مركبة فضائية. تم إجراء أول محاكاة رقمية للرياح الشمسية في الهالة الشمسية، بما في ذلك خطوط المجال المغلقة والمفتوحة، بواسطة بنيمان وكوب في عام 1971. تم حل معادلات الديناميكا المائية المغناطيسية في حالة ثابتة بشكل تكراري بدءًا من التكوين ثنائي القطب الأولي. في عام 1990، تم إطلاق مسبار أوليسيس لدراسة الرياح الشمسية من خطوط العرض الشمسية العالية. تم إجراء جميع الملاحظات السابقة عند أو بالقرب من مستوى مسير الشمس للنظام الشمسي. في أواخر التسعينيات، لاحظت أداة مطياف الأشعة فوق البنفسجية التاجية (UVCS) الموجودة على متن المركبة الفضائية SOHO منطقة تسارع الرياح الشمسية السريعة المنبثقة من أقطاب الشمس ووجدت أن الرياح تتسارع بشكل أسرع بكثير مما يمكن تفسيره عن طريق التوسع الديناميكي الحراري وحده. توقع نموذج باركر أن الرياح يجب أن تنتقل إلى التدفق الأسرع من الصوت على ارتفاع حوالي أربعة أنصاف أقطار شمسية (حوالي 3,000,000)km) من الفوتوسفير (السطح)؛ ولكن يبدو الآن أن الانتقال (أو «النقطة الصوتية») أقل بكثير، ربما نصف قطر شمسي واحد فقط (حوالي 700000km) فوق الغلاف الضوئي، مما يشير إلى أن هناك آلية إضافية تسرع الرياح الشمسية بعيدًا عن الشمس. لا يزال تسارع الريح السريعة غير مفهوم ولا يمكن تفسيره بالكامل من خلال نظرية باركر. ومع ذلك، تم تفصيل تفسير الجاذبية والكهرومغناطيسية لهذا التسارع في ورقة سابقة بواسطة هانيس ألفين الحائز على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1970. تم إطلاق مهمة ستيريو (STEREO) في عام 2006 لدراسة الانبعاث الكتلي الإكليلي والهالة الشمسية، باستخدام التصوير المجسم من نظامي تصوير منفصلين على نطاق واسع. حملت كل مركبة فضائية من نوع ستريو مصورين للغلاف الشمسي: كاميرات واسعة النطاق حساسة للغاية قادرة على تصوير الرياح الشمسية نفسها، عن طريق نثر طومسون لأشعة الشمس من الإلكترونات الحرة. كشفت أفلام من تجربة ستريو عن الرياح الشمسية بالقرب من مسير الشمس، كتدفق مضطرب واسع النطاق. . حيث m p هي كتلة البروتون، والضغط P في nPa (النانوباسكال)، و n هي الكثافة في الجسيمات / سم 3 و V هي السرعة بالكيلومتر / ثانية للرياح الشمسية. طرد الكتلة التاجية المقالة الرئيسة: طرد الكتلة التاجية يمكن مقاطعة كل من الرياح الشمسية السريعة والبطيئة عن طريق رشقات كبيرة وسريعة الحركة من البلازما تسمى القذف الكتلي الإكليلي أو طرد الكتلة التاجية (CME). يحدث طرد الكتلة التاجية بسبب إطلاق الطاقة المغناطيسية في الشمس. غالبًا ما يطلق على الكتل الصغيرة والمتوسطة الحجم اسم «العواصف الشمسية» أو «العواصف الفضائية» في وسائل الإعلام الشعبية. ترتبط أحيانًا، ولكن ليس دائمًا، بالتوهجات الشمسية، والتي تعد مظهرًا آخر من مظاهر إطلاق الطاقة المغناطيسية عند الشمس. تسبب طرد الكتلة التاجية في موجات صدمة في البلازما الرقيقة للغلاف الشمسي، مطلقة موجات كهرومغناطيسية وجسيمات متسارعة (معظمها بروتونات وإلكترونات) لتشكيل وابل من الإشعاع المؤين الذي يسبق طرد الكتلة التاجية.[بحاجة لمصدر] عندما يؤثر طرد الكتلة التاجية على الغلاف المغناطيسي للأرض، فإنه يشوه بشكل مؤقت المجال المغناطيسي للأرض، ويغير اتجاه إبر البوصلة ويحدث تيارات أرضية كهربائية كبيرة في الأرض نفسها؛ هذه تسمى عاصفة مغنطيسية أرضية وهي ظاهرة عالمية. يمكن أن تؤدي تأثيرات طرد الكتلة التاجية إلى إعادة الاتصال المغناطيسي في الذيل المغناطيسي للأرض (جانب منتصف الليل من الغلاف المغناطيسي)؛ يؤدي هذا إلى إطلاق البروتونات والإلكترونات إلى أسفل نحو الغلاف الجوي للأرض، حيث يشكلون الشفق القطبي. اندلع طرد الكتلة التاجية من شمس الأرض ليست الكتل الإكليلية المقذوفة السبب الوحيد لطقس الفضاء. من المعروف أن البقع المختلفة على الشمس تؤدي إلى اختلاف سرعات وكثافة الرياح اختلافًا طفيفًا حسب الظروف المحلية. بشكل منفصل، كل من تيارات الرياح المختلفة هذه ستشكل دوامة بزاوية مختلفة قليلاً، مع تيارات سريعة الحركة تتحرك بشكل مباشر أكثر وتيارات بطيئة الحركة تلتف أكثر حول الشمس. تميل التيارات سريعة الحركة إلى تجاوز التيارات البطيئة التي تنشأ باتجاه الغرب منها على الشمس، وتشكل مناطق تفاعل مضطربة ذات دوران مشترك تؤدي إلى ظهور حركات موجية وجسيمات متسارعة، وتؤثر على الغلاف المغناطيسي للأرض بنفس الطريقة التي تؤثر بها، ولكن بلطف أكثر منها. طرد الكتلة التاجية .

شرح مبسط

الرياح الشمسية أو الرياح النجمية (بالإنجليزية: Solar wind)، عبارة عن تيار من الجسيمات المشحونة المنبعثة من الغلاف الجوي العلوي للشمس، تسمى الهالة. تتكون هذه البلازما في الغالب من الإلكترونات والبروتونات وجسيمات ألفا ذات الطاقة الحركية بين 0.5 and 10 . يتضمن تكوين بلازما الرياح الشمسية أيضًا مزيجًا من المواد الموجودة في البلازما الشمسية: كميات ضئيلة من الأيونات الثقيلة والنواة الذرية مثل C و N و O و Ne و Mg و Si و S و Fe. هناك أيضًا آثار نادرة لبعض النوى والنظائر الأخرى مثل P و Ti و Cr و 54 Fe و 56 Fe و 58 Ni و 60 Ni و 62 Ni.[2] يتراكب مع بلازما الرياح الشمسية المجال المغناطيسي بين الكواكب.[3] تختلف الرياح الشمسية من حيث الكثافة ودرجة الحرارة والسرعة بمرور الوقت وعبر خطوط الطول والعرض الشمسية. تستطيع جزيئاته الهروب من جاذبية الشمس بسبب طاقتها العالية الناتجة عن ارتفاع درجة حرارة الهالة، والتي بدورها ناتجة عن المجال المغناطيسي الإكليلي.