حلقة تاجية

الموسوعة الحرة
الحلقات الإكليلية النموذجية التي رصدها جهاز TRACE
ديناميكيات الحلقات الإكليلية التي رصدها مرصد ديناميكا الشمس (SDO)

في الفيزياء الشمسية ، تُعرف الحلقة الإكليلية بأنها بنية غير محددة المعالم تشبه القوس في الغلاف الجوي للشمس ، وتتكون من بلازما كثيفة نسبيًا محصورة ومعزولة عن الوسط المحيط بواسطة أنابيب التدفق المغناطيسي . تبدأ الحلقات الإكليلية وتنتهي عند نقطتين على الفوتوسفير، وتمتد إلى المنطقة الانتقالية والجزء السفلي من الإكليل الشمسي . تتشكل هذه الحلقات وتتلاشى عادةً خلال فترات تتراوح من ثوانٍ إلى أيام [ 1 ] ، وقد يتراوح طولها بين 1 و1000 ميغامتر (621 إلى 621000 ميل) [ 2 ] . 

غالباً ما ترتبط الحلقات الإكليلية بالحقول المغناطيسية القوية الموجودة داخل المناطق النشطة والبقع الشمسية . ويتغير عدد الحلقات الإكليلية تبعاً للدورة الشمسية التي تبلغ 11 عاماً .

الأصل والخصائص الفيزيائية

نتيجةً لعملية طبيعية تُسمى الدينامو الشمسي، مدفوعةً بالحرارة المتولدة في لب الشمس، تُولّد الحركة الحملية للبلازما الموصلة للكهرباء ، والتي تُشكّل الشمس، تيارات كهربائية ، تُولّد بدورها مجالات مغناطيسية قوية في باطن الشمس. تتخذ هذه المجالات المغناطيسية شكل حلقات مغلقة من التدفق المغناطيسي ، تتشابك وتلتوي بفعل الدوران التفاضلي الشمسي (اختلاف معدلات دوران البلازما عند خطوط العرض المختلفة للكرة الشمسية). وتحدث حلقة إكليلية عندما يمتد قوس منحني من المجال المغناطيسي عبر السطح المرئي للشمس، أي الفوتوسفير ، مخترقًا الغلاف الجوي الشمسي.

داخل حلقة إكليلية، تنحني مسارات الجسيمات المشحونة كهربائيًا التي تُكوّن بلازماها - الإلكترونات والأيونات - انحناءً حادًا بفعل قوة لورنتز عند تحركها بشكل عرضي بالنسبة للمجال المغناطيسي للحلقة. ونتيجةً لذلك، لا يمكنها التحرك بحرية إلا بالتوازي مع خطوط المجال المغناطيسي، وتميل إلى الدوران حول هذه الخطوط. وبالتالي، لا تستطيع البلازما داخل الحلقة الإكليلية الهروب جانبيًا خارج الحلقة، ولا يمكنها التدفق إلا على طولها. يُعرف هذا بشرط التجميد في الديناميكا المغناطيسية المائية المثالية . [ 3 ]

يؤدي التفاعل القوي بين المجال المغناطيسي والبلازما الكثيفة على سطح الشمس وتحته إلى ربط خطوط المجال المغناطيسي بحركة بلازما الشمس؛ وبالتالي، فإن نقطتي ارتكاز المجال المغناطيسي (الموقع الذي تدخل عنده الحلقة إلى الغلاف الضوئي) مثبتتان على سطح الشمس وتدوران معه. داخل كل نقطة ارتكاز، يميل التدفق المغناطيسي القوي إلى تثبيط تيارات الحمل الحراري التي تحمل البلازما الساخنة من باطن الشمس إلى سطحها، لذا غالبًا ما تكون نقاط الارتكاز (ولكن ليس دائمًا) أبرد من الغلاف الضوئي المحيط بها. تظهر هذه النقاط على شكل بقع داكنة على سطح الشمس، تُعرف بالبقع الشمسية . وهكذا، تميل البقع الشمسية إلى الظهور تحت حلقات الإكليل الشمسي، وغالبًا ما تأتي في أزواج ذات قطبية مغناطيسية متعاكسة ؛ فالنقطة التي تخرج عندها حلقة المجال المغناطيسي من الغلاف الضوئي هي قطب مغناطيسي شمالي ، والنقطة الأخرى التي تدخل عندها الحلقة إلى السطح مرة أخرى هي قطب مغناطيسي جنوبي.

تتشكل الحلقات الإكليلية بأحجام متنوعة، بدءًا من أصغر مقياس قابل للملاحظة (أقل من 100  كم) وصولًا إلى 10,000  كم. لا توجد حاليًا نظرية مقبولة تحدد حافة الحلقة، التي تقع ضمن هالة عامة ممغنطة بشدة. تتفاوت درجات حرارة الحلقات الإكليلية على امتدادها. تُعرف الحلقات التي تقل درجة حرارتها عن 1 ميغا كلفن (MK) عمومًا بالحلقات الباردة؛ وتلك التي تبلغ حوالي 1 ميغا كلفن تُعرف بالحلقات الدافئة؛ وتلك التي تتجاوز 1 ميغا كلفن تُعرف بالحلقات الساخنة. وبطبيعة الحال، تشع هذه الفئات المختلفة بأطوال موجية مختلفة. [ 4 ]    

ومن الظواهر ذات الصلة أنبوب التدفق المفتوح ، حيث تمتد المجالات المغناطيسية من السطح إلى داخل الإكليل الشمسي والغلاف الشمسي؛ وهذه هي مصدر المجال المغناطيسي واسع النطاق للشمس ( الغلاف المغناطيسي ) والرياح الشمسية .

موقع

تم رصد حلقات إكليلية في كل من المناطق النشطة والهادئة من سطح الشمس. تشغل المناطق النشطة مساحات صغيرة، لكنها تُنتج الجزء الأكبر من النشاط الشمسي، وغالبًا ما تكون مصدرًا للتوهجات والانبعاثات الكتلية الإكليلية نظرًا لوجود مجال مغناطيسي قوي. يمكن أن تُنتج المناطق النشطة حوالي 80% من إجمالي طاقة التسخين الإكليلي. [ 5 ] [ 6 ]

التدفقات الديناميكية

رصدت العديد من بعثات رصد الشمس تدفقات بلازما قوية وعمليات ديناميكية للغاية في الحلقات الإكليلية. فعلى سبيل المثال، تشير رصدات مهمة SUMER إلى سرعات تدفق تتراوح بين 5 و16  كم/ث في قرص الشمس، بينما رصدت رصدات مشتركة أخرى بين مهمتي SUMER وTRACE تدفقات تتراوح سرعتها بين 15 و40  كم/ث. [ 7 ] [ 8 ]  كما رصد مطياف البلورة المسطحة (FCS) الموجود على متن مهمة ذروة النشاط الشمسي سرعات بلازما عالية جدًا (تتراوح بين 40 و60 كم/ث).

تاريخ الملاحظات

قبل عام 1991

على الرغم من التقدم الذي أحرزته التلسكوبات الأرضية ورصد كسوف الشمس، أصبحت عمليات الرصد الفضائية ضرورية للتغلب على تأثير حجب الغلاف الجوي للأرض. وقد نجحت مهمات الصواريخ، مثل رحلات أيروبي وصواريخ سكاي لارك، في قياس انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية الشديدة (EUV) والأشعة السينية الشمسية. إلا أن هذه المهمات كانت محدودة من حيث العمر الافتراضي والحمولة. وفي وقت لاحق، تمكنت أقمار صناعية، مثل سلسلة مرصد الشمس المداري (OSO-1 إلى OSO-8)، وسكاي لاب ، ومهمة ذروة النشاط الشمسي (أول مرصد يستمر طوال معظم دورة شمسية كاملة: من عام 1980 إلى عام 1989)، من جمع بيانات أكثر بكثير عبر نطاق أوسع من الانبعاثات. [ 9 ] [ 10 ]

1991-حتى يومنا هذا

صورة فسيفسائية كاملة للقرص لإكليل الشمس ذي درجة حرارة مليون درجة بواسطة TRACE

في أغسطس 1991، انطلق مرصد الشمس الفضائي يوهكوه من مركز كاغوشيما الفضائي . وخلال عشر سنوات من التشغيل، أحدث ثورة في رصد الأشعة السينية. حمل يوهكوه أربعة أجهزة، من بينها جهاز SXT الذي رصد الحلقات الإكليلية المنبعثة للأشعة السينية. رصد هذا الجهاز الأشعة السينية في نطاق 0.25-4.0 كيلو إلكترون فولت ، وتمكن من رصد السمات الشمسية بدقة تصل إلى 2.5 ثانية قوسية، وبدقة زمنية تتراوح بين 0.5 و2 ثانية. كان جهاز SXT حساسًا للبلازما في نطاق درجة حرارة 2-4 كلفن، مما جعل بياناته مثالية للمقارنة مع البيانات التي جمعها لاحقًا مرصد TRACE للحلقات الإكليلية التي تشع في نطاق الأشعة فوق البنفسجية الشديدة (EUV). [ 11 ]  

شهدت الفيزياء الشمسية خطوةً هامةً أخرى في ديسمبر 1995، مع إطلاق مرصد الشمس والغلاف الشمسي (SOHO) من قاعدة كيب كانافيرال الجوية . كان من المقرر أن يعمل SOHO لمدة عامين، ولكن تم تمديد مهمته حتى مارس 2007 نظرًا لنجاحه الباهر، مما مكّنه من رصد دورة شمسية كاملة مدتها 11 عامًا. يضم SOHO على متنه 12 جهازًا، تُستخدم جميعها لدراسة المنطقة الانتقالية والهالة الشمسية. ويُستخدم تلسكوب التصوير بالأشعة فوق البنفسجية القصوى (EIT) على نطاق واسع في رصد حلقات الهالة الشمسية. يقوم EIT بتصوير المنطقة الانتقالية وصولًا إلى الهالة الداخلية باستخدام أربعة نطاقات طيفية - 171  أنغستروم  FeIX، و195  أنغستروم  FeXII، و284  أنغستروم  FeXV، و304  أنغستروم  HeII، كل منها يُقابل درجة حرارة مختلفة للأشعة فوق البنفسجية القصوى - لاستكشاف شبكة الكروموسفير وصولًا إلى الهالة الشمسية السفلى.

في أبريل 1998، أُطلق مرصد منطقة الانتقال والإكليل الشمسي (TRACE) من قاعدة فاندنبرغ الجوية . وقد أتاحت رصداته لمنطقة الانتقال والجزء السفلي من الإكليل الشمسي، بالتعاون مع مرصد سوهو، رؤيةً غير مسبوقة للبيئة الشمسية خلال مرحلة الصعود من ذروة النشاط الشمسي، وهي مرحلة نشطة في الدورة الشمسية. وبفضل دقته المكانية العالية (ثانية قوسية واحدة) ودقته الزمنية العالية (1-5 ثوانٍ)، تمكن مرصد TRACE من التقاط صور بالغة الدقة لهياكل الإكليل الشمسي، بينما يوفر مرصد سوهو صورةً شاملةً (بدقة أقل) للشمس. وتُبرهن هذه الحملة على قدرة المرصد على تتبع تطور حلقات الإكليل الشمسي في حالة الاستقرار (أو " الهدوء "). ويستخدم مرصد TRACE مرشحات حساسة لأنواع مختلفة من الإشعاع الكهرومغناطيسي؛ وعلى وجه الخصوص، فإن نطاقات التردد 171  أنغستروم و195  أنغستروم و284  أنغستروم حساسة للإشعاع المنبعث من حلقات الإكليل الشمسي الهادئة.

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ لوف، سارة (17 أبريل 2015). "حلقات إكليلية في منطقة نشطة من الشمس" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 مارس 2022 .
  2. ↑ ريالي، فابيو (يوليو 2014). "الحلقات الإكليلية: ملاحظات ونمذجة البلازما المحصورة" (ملف PDF) . مراجعات حية في الفيزياء الشمسية . 11 (4): 4. Bibcode : 2014LRSP...11....4R . doi : 10.12942/lrsp-2014-4 . PMC 4841190. PMID 27194957. تاريخ الاسترجاع: 16 مارس 2022 .  
  3. ↑ مالانوشينكو، أ.؛ تشيونغ، م.س.م.؛ ديفورست، س.إ.؛ كليمشوك، ج.أ.؛ ريمبل، م. (1 مارس 2022). "الحجاب الإكليلي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 927 (1): 1. arXiv : 2106.14877 . Bibcode : 2022ApJ...927....1M . doi : 10.3847/1538-4357/ac3df9 . S2CID 235658491 . 
  4. ↑ فورليداس، أ.؛ كليمشوك، ج. أ.؛ كورينديك، س. م.؛ تاربل، ت. د.؛ هاندي، ب. ن. (2001). "حول العلاقة بين هياكل الإكليل الشمسي ومنطقة الانتقال السفلية على نطاق ثانية قوسية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 563 (1): 374-380 . Bibcode : 2001ApJ...563..374V . CiteSeerX 10.1.1.512.1861 . doi : 10.1086/323835 . S2CID 53124376 .  
  5. ↑ أشواندن، إم جيه (2001). "تقييم نماذج تسخين الإكليل الشمسي للمناطق النشطة بناءً على رصدات يوهكوه، وسوهو، وتريس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 560 (2): 1035-1044 . رمز Bibcode : 2001ApJ...560.1035A . doi : 10.1086/323064 . S2CID 121226839 . 
  6. ↑ أشواندن، إم جيه (2004). فيزياء الهالة الشمسية: مقدمة . دار براكسيس للنشر المحدودة. رقم ISBN 978-3-540-22321-4.
  7. ↑ سبادارو، د.؛ لانزافام، أ. س.؛ كونسولي، ل.؛ مارش، إ.؛ بروكس، د. هـ.؛ لانغ، ج. (2000). "بنية وديناميكيات نظام حلقة منطقة نشطة رُصدت على قرص الشمس بواسطة مرصد سومر على متن مرصد سوهو". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 359 : 716-728 . رمز Bibcode : 2000A & A...359..716S .
  8. ↑ واينبارجر، أ. ر.؛ هـ. وارين؛ أ. فان باليجويين؛ إ. إ. ديلوكا؛ ل. غولوب (2002). "رصد تدفقات مستقرة في حلقات الأشعة فوق البنفسجية القصوى" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 567 (1): L89– L92. Bibcode : 2002ApJ...567L..89W . doi : 10.1086/339796 .
  9. ↑ فايانا، جي إس؛ جي إم ديفيس؛ آر جياكوني؛ إيه إس كريجر؛ جي كي سيلك؛ إيه إف تيموثي؛ إم زومبيك (1973). "ملاحظات الأشعة السينية للهياكل المميزة والتغيرات الزمنية من هالة الشمس: نتائج أولية من سكاي لاب". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 185 : L47– L51. Bibcode : 1973ApJ...185L..47V . doi : 10.1086/181318 .
  10. ↑ سترونغ، كيه تي؛ جيه إل آر سابا؛ بي إم هايش؛ جيه تي شميلز (1999). الأوجه المتعددة للشمس: ملخص نتائج مهمة ناسا لرصد الحد الأقصى الشمسي . نيويورك: سبرينغر.{{cite book}}: CS1 maint: publisher location ( link )
  11. ↑ أشواندن، إم جيه (2002). "ملاحظات ونماذج الحلقات الإكليلية: من يوهكوه إلى تريس، في الاقتران المغناطيسي للغلاف الجوي الشمسي". 188 : 1-9 .{{cite journal}}يتطلب الاستشهاد بالمجلة ( مساعدة )|journal=