المنطقة النشطة

الموسوعة الحرة

في الفيزياء الشمسية ، تُعرف المنطقة النشطة بأنها ظاهرة مؤقتة في الغلاف الجوي للشمس، تتميز بمجال مغناطيسي قوي ومعقد . غالبًا ما ترتبط المناطق النشطة بالبقع الشمسية ، وعادةً ما تكون مصدرًا لانفجارات عنيفة مثل الانبعاثات الكتلية الإكليلية والتوهجات الشمسية . [ 1 ] يعتمد عدد المناطق النشطة وموقعها على قرص الشمس في أي وقت على الدورة الشمسية . [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]

يُعدّ المجال المغناطيسي للغلاف الضوئي أوضح تعريف للمنطقة النشطة في الشمس ؛ إذ تظهر هذه المناطق على مخطط مغناطيسي عالمي على شكل تراكيب ثنائية القطب معقدة. في الغلاف الضوئي، تتكون المنطقة النشطة من بقع شمسية وبقع ضوئية، وفي الغلاف اللوني، تتكون من بقع شمسية وشبكة انبعاث معززة تتناسب مع حجم الحبيبات الفائقة . وتستمر هذه المناطق عادةً لعدة دورات شمسية (أشهر)، بعد نمو أولي سريع نسبيًا. وتُظهر أقوى المناطق بقعًا شمسية في وقت مبكر نسبيًا من عمرها، لكنها تتلاشى عادةً ونادرًا ما تستمر لأكثر من دورة شمسية واحدة.

أرقام المناطق

يُخصّص مركز التنبؤ بالطقس الفضائي (SWPC) أرقامًا مكونة من أربعة أرقام للمناطق النشطة المرصودة حديثًا على قرص الشمس في اليوم التالي للرصد الأولي. ويُضاف الرقم المُخصّص لمنطقة نشطة معينة إلى الرقم المُخصّص لها سابقًا. على سبيل المثال، أعقب الرصد الأول للمنطقة النشطة 8090، أو AR8090، رصدٌ للمنطقة النشطة AR8091.

وفقًا لـ SWPC، يتم تخصيص رقم لمنطقة ما إذا كانت تستوفي معيارًا واحدًا على الأقل من المعايير التالية: [ 7 ]

  1. يحتوي على مجموعة من البقع الشمسية من الفئة C أو أكبر بناءً على نظام تصنيف البقع الشمسية المعدل لفئة زيورخ.
  2. يحتوي على مجموعة من البقع الشمسية من الفئة أ أو ب تم تأكيدها من قبل اثنين على الأقل من المراقبين، ويفضل أن تكون الملاحظات متباعدة بأكثر من ساعة.
  3. وقد تسبب ذلك في حدوث توهج شمسي مصحوب بانفجار أشعة سينية.
  4. يحتوي على بقعة ذات سطوع ضوء أبيض لا يقل عن 2.5 (على مقياس خطي من 1 إلى 5، 5 = توهج) وله امتداد لا يقل عن خمس درجات شمسية .
  5. يحتوي على بقعة ساطعة بالقرب من الطرف الغربي ويُشتبه في أنها تتوسع.

بلغ عدد المناطق 10000 في يوليو 2002. ومع ذلك، استمر مجلس التخطيط الإقليمي الجنوبي الغربي في استخدام الأرقام المكونة من 4 أرقام، مع إضافة أصفار بادئة. [ 8 ] [ 9 ]

المجال المغنطيسي

رسم تخطيطي مبسط للغاية للمجال المغناطيسي لمنطقة نشطة يوضح طبيعتها ثنائية القطب.

التصنيف المغناطيسي لجبل ويلسون

نظام تصنيف المجال المغناطيسي لجبل ويلسون، المعروف أيضًا بنظام تصنيف المجال المغناطيسي لهيل، هو طريقة لتصنيف المجال المغناطيسي للمناطق النشطة. طُوِّر لأول مرة عام 1919 على يد جورج إيليري هيل وزملاؤه العاملين في مرصد جبل ويلسون . [ 10 ] كان النظام في الأصل يقتصر على تصنيفات المجال المغناطيسي α وβ وγ، ولكن عُدِّل لاحقًا بواسطة هـ. كونزل عام 1965 ليشمل تصنيف δ. [ 11 ] [ 9 ]

تصنيفالوصف [ 12 ] [ 9 ] [ 13 ]
αمنطقة نشطة تحتوي على بقعة شمسية واحدة أو مجموعة من البقع الشمسية ذات القطبية المغناطيسية نفسها. يوجد نظير ذو قطبية معاكسة، ولكنه ضعيف أو غير مركز بما يكفي لتكوين بقع شمسية.
βمنطقة نشطة تحتوي على بقعتين شمسيتين على الأقل أو مجموعتين من البقع الشمسية ذات قطبية مغناطيسية متعاكسة. كما يوجد خط محايد بسيط بين القطبيتين.
γمنطقة نشطة ذات بقع شمسية ذات قطبية مغناطيسية مختلطة تمامًا.
β-γمنطقة نشطة تحتوي على ما لا يقل عن بقعتين شمسيتين أو مجموعتين من البقع الشمسية ذات قطبية مغناطيسية معاكسة (ومن هنا β) ولكن بدون خط محايد محدد جيدًا يفصل بين القطبيتين المعاكستين (ومن هنا γ).
دلتامؤهل للفئات الأخرى يشير إلى وجود ظلال قطبية معاكسة داخل شبه ظل واحد مفصولة بمسافة لا تزيد عن 2 درجة في المسافة الهليوغرافية.
β-δمنطقة نشطة ذات مجال مغناطيسي β وزوج واحد على الأقل من الظلال ذات القطبية المعاكسة داخل شبه الظل الواحد (ومن هنا δ).
β-γ-δمنطقة نشطة ذات مجال مغناطيسي β-γ وزوج واحد على الأقل من الظلال ذات القطبية المعاكسة داخل شبه الظل الواحد (ومن هنا δ).
γ-δمنطقة نشطة ذات مجال مغناطيسي γ وزوج واحد على الأقل من الظلال ذات القطبية المعاكسة داخل شبه الظل الواحد (ومن هنا δ).

اتصال المجال الإكليلي

يمكن أن تمتلك المنطقة النشطة في الشمس أحد نوعين متميزين من الاتصالات المغناطيسية، هما "التيار" و"شبه التيار". الأول عبارة عن تكوين ثنائي القطب بسيط، يمتد إلى الجزء العلوي من الهالة الشمسية والرياح الشمسية على شكل صفيحة تيار الغلاف الشمسي . أما الثاني، والذي يُطلق عليه اسم "الوردة" أو "شقائق النعمان"، فيحتوي على مجال أحادي القطب واسع النطاق يحصر مجال المنطقة النشطة، مما يؤدي إلى إعادة اتصال مغناطيسي على شكل "عمود ومروحة" وأنماط توهج مميزة.

البقع الشمسية

منطقة نشطة مرئية في الضوء المرئي تُظهر مجموعة من البقع الشمسية.
تطور مجموعة من البقع الشمسية مع مرور الوقت.

غالبًا ما يكون التدفق المغناطيسي القوي الموجود في المناطق النشطة كافيًا لكبح الحمل الحراري . وبدون الحمل الحراري الذي ينقل الطاقة من باطن الشمس إلى الغلاف الضوئي، تنخفض درجة حرارة السطح، وكذلك شدة إشعاع الجسم الأسود المنبعث . تُعرف هذه المناطق من البلازما الباردة بالبقع الشمسية، وغالبًا ما تظهر في مجموعات. [ 14 ] مع ذلك، لا تحتوي جميع المناطق النشطة على بقع شمسية. [ 8 ]

ظهور التدفق المغناطيسي

تتشكل المناطق النشطة من خلال عملية ظهور التدفق المغناطيسي، حيث تنبثق المجالات المغناطيسية المتولدة بواسطة الدينامو الشمسي من باطن الشمس. [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] : 118

منطقة التدفق الصاعد

يُظهر تحليل خرائط سرعة دوبلر من جهاز هينود/إي آي إس ، الذي يرصد هالة الشمس في خطوط طيفية محددة مثل FeXII، وجود مناطق على حواف المناطق النشطة على سطح الشمس تتدفق فيها البلازما (غاز ساخن متأين) صعودًا من الهالة. [ 18 ] تظهر هذه التدفقات الصاعدة على شكل انزياحات زرقاء في صور سرعة دوبلر. تقع مناطق التدفق الصاعد هذه حيث تكون خطوط المجال المغناطيسي للشمس مفتوحة - أي أنها تمتد إلى الفضاء - ويبدو أن هذا الاتصال يُسهم في دفع هذه التدفقات الصاعدة. [ 18 ]

قد تكون مناطق التدفق الصاعد مصادر الرياح الشمسية البطيئة ، [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] وهي عبارة عن تيار من الجسيمات المشحونة يتدفق باستمرار من الشمس إلى الفضاء. تميل مناطق التدفق الصاعد إلى التكوّن في المراحل المبكرة من تطور المنطقة النشطة وتستمر طوال عمرها. [ 21 ]

مع ذلك، لا تزال الأسباب الدقيقة لحدوث هذه التدفقات الصاعدة غير مفهومة تمامًا. ويجري استكشاف عدة فرضيات، مثل انتقال الموجات عبر الهالة الشمسية [ 22 ] أو إعادة الاتصال المغناطيسي - حيث تنقطع خطوط المجال المغناطيسي ثم تتصل من جديد - في مركز المنطقة النشطة ذات خطوط المجال المغناطيسي المفتوحة. [ 23 ] ومن المحتمل أيضًا أن تعمل عمليات متعددة معًا لتكوين هذه التدفقات الصاعدة في الوقت نفسه. [ 24 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ زيل، هولي (20 أبريل 2015). "المناطق النشطة على الشمس" . ناسا . تم الاطلاع عليه في 18 يوليو 2021 .
  2. ↑ وارن، هاري ب.؛ واينبارجر، إيمي ر.؛ بروكس، ديفيد هـ. (10 نوفمبر 2012). "دراسة منهجية للانبعاثات عالية الحرارة في المناطق النشطة الشمسية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 759 (2): 141. arXiv : 1204.3220 . Bibcode : 2012ApJ...759..141W . doi : 10.1088/0004-637X/759/2/141 . S2CID 119117669 . 
  3. ↑ ديل زانا، ج. (أكتوبر 2013). "الانبعاث الحراري المتعدد في المناطق النشطة الشمسية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 558 : A73. Bibcode : 2013A & A...558A..73D . doi : 10.1051/0004-6361/201321653 .
  4. ↑ باسو، سارباني؛ أنتيا، إتش إم؛ بوغارت، ريتشارد إس. (أغسطس 2004). "تحليل مخطط الحلقة لبنية المناطق النشطة الشمسية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 610 (2): 1157-1168 . Bibcode : 2004ApJ...610.1157B . doi : 10.1086/421843 .
  5. ^ هاجينو، ماساوكي؛ ساكوراي ، تاكاشي (25 أكتوبر 2004). “تباين خطوط العرض للهليكوبتر في المناطق النشطة للطاقة الشمسية” . منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 56 (5): 831– 843. دوى : 10.1093/pasj/56.5.831 .
  6. ↑ تشانغ، جي؛ وانغ، يومينغ؛ ليو، يانغ (10 نوفمبر 2010). "الخصائص الإحصائية للمناطق النشطة الشمسية المُستخلصة من نظام كشف آلي والتحيزات الحسابية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 723 (2): 1006-1018 . Bibcode : 2010ApJ...723.1006Z . doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1006 . S2CID 122852367 . 
  7. ↑ بيترو، أ. ج. م. (2022). الخصائص الفيزيائية لسمات الغلاف اللوني: البلاج، ونفثات الطاووس، ومعايرتها جميعًا (أطروحة دكتوراه). جامعة ستوكهولم. doi : 10.13140/RG.2.2.36047.76968 .
  8. 1 2 "ملخص المنطقة الشمسية | مركز التنبؤ بالطقس الفضائي التابع للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي/خدمة الأرصاد الجوية الوطنية" . www.swpc.noaa.gov . تم الاطلاع عليه بتاريخ 4 نوفمبر 2021 .
  9. 1 2 3 جاغلي، إس. أ.؛ نورتون، أ. أ. (16 مارس 2016). "التصنيف المغناطيسي للمناطق النشطة الشمسية 1992-2015" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 820 (1): L11. arXiv : 1603.02552 . Bibcode : 2016ApJ...820L..11J . doi : 10.3847/2041-8205/820/1/L11 . S2CID 15138687 . 
  10. ↑ هيل، جورج إي.؛ إيلرمان، فرديناند؛ نيكلسون، إس. بي.؛ جوي، إيه. إتش. (أبريل 1919). "القطبية المغناطيسية للبقع الشمسية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 49 : 153. Bibcode : 1919ApJ....49..153H . doi : 10.1086/142452 . تاريخ الاسترجاع: 29 ديسمبر 2021 .
  11. ^ كونزيل ، هـ. (ديسمبر 1965). "Zur Klassifikation von Sonnenfleckengruppen" . Astronomische Nachrichten . 288 : 177. بيب كود : 1965AN....288..177K . تم الاسترجاع في 29 ديسمبر 2021 .
  12. ↑ رصد البيئة الفضائية، تقنيات الرصد البصري الشمسي، دليل AFWAMAN 15-1 (ملف PDF) . وكالة الأرصاد الجوية التابعة للقوات الجوية. 2013. تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 ديسمبر 2021 .
  13. ↑ "التصنيف المغناطيسي للبقع الشمسية" . SpaceWeatherLive . Parsec vzw . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 ديسمبر 2021 .
  14. ↑ "مصدر البقع الشمسية SECEF" . image.gsfc.nasa.gov . مؤرشف من الأصل بتاريخ 22-11-2021 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24-08-2021 .
  15. ↑ فان دريل-غيزتيلي، ليديا؛ غرين، لوسي ماي (ديسمبر 2015). "تطور المناطق النشطة" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 12 (1) 1. Bibcode : 2015LRSP...12....1V . doi : 10.1007/lrsp-2015-1 . S2CID 118831968 . 
  16. ↑ تشيونغ، مارك سي إم؛ إيسوبي، هيروآكي (2014). "ظهور التدفق (نظرية)" . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 11 (3). رمز Bibcode : 2014LRSP...11....3C . doi : 10.12942/lrsp-2014-3 . S2CID 122762353 . 
  17. ↑ أشواندن، ماركوس ج. (2019). فيزياء الشمس في الألفية الجديدة . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 458. تشام، سويسرا. doi : 10.1007/978-3-030-13956-8 . ISBN  978-3-030-13956-8. S2CID 181739975 . {{cite book}}: CS1 maint: موقع الناشر مفقود ( رابط )
  18. 1 2 3 ساكاو، تارو؛ كانو، ريوهي؛ ناروكاجي، نوريوكي؛ كوتوكو، جونيتشي؛ باندو، تاكاماسا؛ ديلوكا، إدوارد E.؛ لوندكويست، لورين L.؛ تسونيتا، ساكو؛ هارا، لويز ك.؛ كاتسوكاوا، يوكيو؛ كوبو، ماساهيتو؛ هارا، هيروهيسا؛ ماتسوزاكي، كييتشي؛ شيموجو، ماسومي؛ بوكبيندر ، جاي أ. (2007-12-07). "تدفقات البلازما المستمرة من حافة منطقة نشطة للطاقة الشمسية كمصدر محتمل للرياح الشمسية" . علوم . 318 (5856): 1585–1588 . بيب كود : 2007Sci...318.1585S . دوى : 10.1126/science.1147292 . ISSN 0036-8075 . PMID 18063788 .  
  19. ↑ هارا، إل كيه؛ ساكاو، تي؛ ماندريني، سي إتش؛ هارا، إتش؛ إيمادا، إس؛ يونغ، بي آر؛ فان دريل-غيزتيلي، إل؛ بيكر، دي. (2008-04-01). "التدفقات الخارجية على حواف المناطق النشطة: هل تُسهم في تكوين الرياح الشمسية؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 676 (2): L147– L150. رمز Bibcode : 2008ApJ...676L.147H . doi : 10.1086/587485 . ISSN 0004-637X . 
  20. ↑ كوجيما، م.؛ فوجيكي، ك.؛ أوهومي، ت.؛ توكومارو، م.؛ يوكوبي، أ.؛ هاكامادا، ك. (أغسطس 1999). "الرياح الشمسية منخفضة السرعة من جوار المناطق الشمسية النشطة" . مجلة البحوث الجيوفيزيائية: فيزياء الفضاء . 104 (A8): 16993-17003 . Bibcode : 1999JGR...10416993K . doi : 10.1029/1999JA900177 . ISSN 0148-0227 . 
  21. ↑ بروكس، ديفيد هـ.؛ هارا، لويز؛ بيل، ستيوارت د.؛ بارتشينسكي، كريستوف؛ ماندريني، كريستينا؛ بوليتو، فانيسا؛ وارين، هاري ب. (2021-08-01). "تكوين وعمر التدفقات الخارجية في منطقة نشطة شمسية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 917 (1): 25. arXiv : 2106.03318 . Bibcode : 2021ApJ...917...25B . doi : 10.3847/1538-4357/ac0917 . ISSN 0004-637X . 
  22. ↑ تيان، هوي؛ ماكنتوش، سكوت دبليو؛ دي بونتيو، بارت (2011-02-01). "البصمة الطيفية للتدفقات الصاعدة شبه الدورية في السلاسل الزمنية للمناطق النشطة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 727 (2): L37. arXiv : 1012.5112 . Bibcode : 2011ApJ...727L..37T . doi : 10.1088/2041-8205/727/2/L37 . ISSN 2041-8205 . 
  23. ↑ ديل زانا، ج.؛ أولانييه، ج.؛ كلاين، ك.-ل.؛ توروك، ت. (فبراير 2011). "صورة واحدة لتدفقات الإكليل الشمسي وعواصف الضوضاء الراديوية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 526 : A137. Bibcode : 2011A & A...526A.137D . doi : 10.1051/0004-6361/201015231 . ISSN 0004-6361 . 
  24. ↑ بارتشينسكي، كريستوف؛ هارا، لويز؛ كلاينت، لوسيا؛ بانوس، براندون؛ بروكس، ديفيد هـ. (يوليو 2021). "مقارنة خصائص التدفق الصاعد والنواة في المناطق النشطة باستخدام عمليات رصد طيفية متزامنة من مرصدَي IRIS وHinode" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 651 : A112. arXiv : 2104.10234 . Bibcode : 2021A & A...651A.112B . doi : 10.1051/0004-6361/202140387 . ISSN 0004-6361 .