ريح شمسية

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.

ملاحظات أوليسيس لسرعة الرياح الشمسية كدالة لخط عرض هيليو أثناء الحد الأدنى للشمس. الرياح البطيئة (≈ 400) يقتصر على المناطق الاستوائية، بينما الرياح السريعة (≈ 750) فوق القطبين.[1] تظهر الألوان الحمراء / الزرقاء قطبية داخلية / خارجية للمجال المغناطيسي للغلاف الشمسي .
تيار الغلاف الشمسي الدوري
بلازما الرياح الشمسية تلاقي حافة الغلاف الشمسي

الرياح الشمسية بما أنها عبارة عن تدفق الجزيئات المشحونة - بلازما- تكون خارجة من طبقة جو النجم العليا،[4][5][6] فإن تلك الجسيمات قادرة على الخروج من جاذبية النجم جزئيا بسبب الحرارة الشديدة لهالة الشمس، وأيضا بسبب الطاقة الحركية العالية التي تكتسبها الجسيمات خلال طريقة لا تزال غير مفهومة إلى وقتنا الحاضر.

وعلى مسافة تزيد عن بضعة أنصاف أقطار شمسية من الشمس، تصل سرعة الرياح الشمسية إلى 250-750 كم / ثانية وهي أسرع من الصوت، [7] مما يعني أنها تتحرك أسرع من سرعة الموجة المغناطيسية السريعة. لم يعد تدفق الرياح الشمسية أسرع من الصوت عند صدمة الإنهاء. تشمل الظواهر الأخرى ذات الصلة الشفق القطبي (الأضواء الشمالية والجنوبية)، وذيول البلازما للمذنبات التي تشير دائمًا بعيدًا عن الشمس، والعواصف المغناطيسية الأرضية التي يمكن أن تغير اتجاه خطوط المجال المغناطيسي.

هناك ظواهر عديدة مرتبطة بالرياح الشمسية، مثل التي تتدفق أمام غلاف الأرض المغناطيسي، وتتفاعل مع الحقل الجيومغناطيسي فتعمل كمولد كوني ينتج ملايين الأمبيرات من التيار الكهربائي. يصب بعض هذا التيار الكهربائي في الغلاف الجوي العلوي للأرض الذي يضيئ مثل انبوب نيون لخلق توهج في الشفق القطبي. مثل عاصفة جيومغناطيسية التي بإمكانها ضرب شبكات الكهرباء، والذيل البلازمي للمذنبات المبتعدة عن الشمس. فمعلوم أن الشمس هو نجم متغير، وله انبعاثات من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية والجزيئات البلازمية والحقول المغناطيسية. والأشعة الكبيرة المرسلة تحدث تأثيرا كهرومغناطيسيا في الفضاء داخل نطاق تأثير الشمس، وتدعى المجال الشمسي والتي تتضمن الرياح الشمسية وكل غلاف النظام الشمسي المغناطيسي. ويعتبر دراسة الطقس الفضائي هو دراسة لكيفية ومدى تأثير بيئة الفضاء على رواد الفضاء وعمليات الاقمار الصناعية وأنظمة الإتصالات وشبكات الكهرباء الأرضية، على المدى البعيد، والطقس الفضائي يمكن أن يساهم في تغيير مناخ الأرض بصفة أولية من خلال التغير البطئ في الإشعاع الشمسي.

كانت النماذج المبكره من الرياح الشمسية المستخدمة في المقام الأول كطاقة حرارية لتسريع المواد، وخلال الستينات من القرن الماضي ظهر جليا أن التسارع الحراري ليس وحده الذي يعطي السرعة العالية للرياح الشمسية. فيتطلب هنا وجود آلية تسارع إضافية ولكن غير معلومة، ويحتمل أن يكون لها صلة بالمجال المغناطيسي الموجود بالغلاف الجوي الشمسي.

ملاحظات من الأرض

اقترح عالم الفلك البريطاني ريتشارد سي كارينجتون[8] وجود جسيمات تتدفق إلى الخارج من الشمس إلى الأرض. في عام 1859، قام كارينجتون وريتشارد هودجسون بشكل مستقل بعمل الملاحظات الأولى لما سيطلق عليه لاحقًا التوهج الشمسي. هذه زيادة موضعية مفاجئة في السطوع على القرص الشمسي، والتي من المعروف الآن [9] أنها تحدث غالبًا بالتزامن مع الطرد العرضي للمواد والتدفق المغناطيسي من الغلاف الجوي للشمس، والمعروف باسم طرد الكتلة الإكليلية. في اليوم التالي، لوحظت عاصفة مغناطيسية أرضية قوية، واشتبه كارينغتون في احتمال وجود اتصال؛ تُعزى العاصفة المغناطيسية الأرضية الآن إلى وصول القذف الكتلي الإكليلي في الفضاء القريب من الأرض وتفاعلها اللاحق مع الغلاف المغناطيسي للأرض. اقترح الأكاديمي الأيرلندي جورج فيتزجيرالد لاحقًا أن المادة تتسارع بشكل منتظم بعيدًا عن الشمس، لتصل إلى الأرض بعد عدة أيام.[10]

محاكاة معملية لتأثير الغلاف المغناطيسي على الرياح الشمسية ؛ تم إنشاء تيارات بيركلاند الشبيهة بالشفق القطبي في تيريلا، كرة أنود ممغنطة في غرفة مفرغة.

في عام 1910، اقترح عالم الفيزياء الفلكية البريطاني آرثر إدينجتون وجود الرياح الشمسية، دون تسميتها، في حاشية لمقال في كوميت مورهاوس.[11] لم يتم قبول اقتراح إدينجتون تمامًا، على الرغم من أنه قدم أيضًا اقتراحًا مشابهًا في خطاب المؤسسة الملكية في العام السابق، حيث افترض أن المادة المقذوفة تتكون من إلكترونات، بينما في دراسته للمذنب مورهاوس كان يفترض أنها تكون أيونات.[11]

اقترح العالم النرويجي كريستيان بيركلاند فكرة أن المادة المقذوفة تتكون من كل من الأيونات والإلكترونات.[12] أظهرت مسوحاته المغناطيسية الأرضية أن النشاط الشفقي لم ينقطع تقريبًا. نظرًا لأن هذه العروض والأنشطة المغنطيسية الأرضية الأخرى كانت تنتج عن جسيمات من الشمس، فقد خلص إلى أن الأرض كانت تتعرض للقصف المستمر بواسطة «أشعة الجسيمات الكهربائية المنبعثة من الشمس».[10] اقترح في عام 1916 أنه «من الناحية الفيزيائية، من المرجح أن تكون الأشعة الشمسية ليست أشعة سالبة أو موجبة بشكل حصري، ولكن من كلا النوعين»؛ بمعنى آخر، تتكون الرياح الشمسية من كل من الإلكترونات السالبة والأيونات الموجبة.[13] بعد ثلاث سنوات، في عام 1919، اقترح الفيزيائي البريطاني فريدريك ليندمان أيضًا أن الشمس تقذف جسيمات من كلا القطبين: البروتونات والإلكترونات.[14]

في حوالي الثلاثينيات من القرن الماضي، خلص العلماء إلى أن درجة حرارة الهالة الشمسية يجب أن تكون مليون درجة مئوية بسبب الطريقة التي امتدت بها إلى الفضاء (كما رأينا خلال الكسوف الكلي للشمس). أكد العمل الطيفي في وقت لاحق أن درجة الحرارة غير العادية هذه هي الحالة. في منتصف الخمسينيات من القرن الماضي، قام عالم الرياضيات البريطاني سيدني تشابمان بحساب خصائص غاز عند درجة حرارة كهذه وقرر أن الإكليل كونه موصلًا رائعًا للحرارة، يجب أن يمتد إلى الفضاء، ما وراء مدار الأرض. في الخمسينيات أيضًا، أصبح عالم الفلك الألماني لودفيج بيرمان[15] مهتمًا بحقيقة أن ذيل المذنب يشير دائمًا بعيدًا عن الشمس، بغض النظر عن الاتجاه الذي يسير فيه المذنب. افترض بيرمان أن هذا يحدث لأن الشمس تصدر تيارًا ثابتًا من الجسيمات التي تدفع ذيل المذنب بعيدًا.[16] يُنسب الفضل إلى عالم الفلك الألماني بول أهنرت (من قبل ويلفريد شرودر) باعتباره أول من ربط الرياح الشمسية باتجاه ذيل المذنب بناءً على ملاحظات المذنب ويبل فيدكي (1942g).[17]

أدرك عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي يوجين باركر أن الحرارة المتدفقة من الشمس في نموذج تشابمان، وذيل المذنب الذي يهب بعيدًا عن الشمس في فرضية بيرمان، يجب أن يكونا نتيجة نفس الظاهرة التي أطلق عليها اسم «الرياح الشمسية».[18][19] في عام 1957، أظهر باركر أنه على الرغم من أن هالة الشمس تنجذب بقوة بواسطة الجاذبية الشمسية، إلا أنها موصل جيد للحرارة لدرجة أنها لا تزال شديدة الحرارة على مسافات كبيرة من الشمس. عندما تضعف الجاذبية الشمسية مع زيادة المسافة من الشمس، فإن الغلاف الجوي الإكليلي الخارجي قادر على الهروب بشكل أسرع من الصوت إلى الفضاء بين النجوم. كان باركر أيضًا أول شخص لاحظ أن التأثير الضعيف لجاذبية الشمس له نفس التأثير على التدفق الهيدروديناميكي مثل فوهة دي لافال، مما أدى إلى الانتقال من التدفق دون سرعة الصوت إلى التدفق الأسرع من الصوت.[20] كانت هناك معارضة قوية لفرضية باركر حول الرياح الشمسية. تم رفض الورقة التي قدمها إلى مجلة الفيزياء الفلكية في عام 1958 [20] من قبل اثنين من المراجعين، قبل قبولها من قبل المحرر سابرامانين تشاندراسخار.[21]

ملاحظات من الفضاء

في يناير 1959، رصدت المركبة الفضائية السوفيتية لونا 1 الرياح الشمسية مباشرة وقاست قوتها، [22][23][24] باستخدام مصائد الأيونات نصف الكروية. تم التحقق من هذا الاكتشاف، الذي أجراه كونستانتين غرينغاوز، بواسطة لونا 2 ، لونا 3 ، وأبعد قياسات فينيرا 1 . بعد ثلاث سنوات، تم إجراء قياس مماثل من قبل الجيوفيزيائية الأمريكية مارسيا نوجباور والمتعاونين باستخدام مارينر 2 مركبة فضائية.[25]

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. [26]

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.[27]

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 700000 km) 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.[28][29]

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.

قطعة أرض تُظهر انخفاضًا كبيرًا في معدل اكتشاف جسيمات الرياح الشمسية بواسطة "فوييجر 1"

وصل مسبار فوييجر 1 إلى نهاية "فقاعة" الرياح الشمسية في عام 2012، وفي ذلك الوقت انخفض اكتشاف الرياح الشمسية بشكل حاد. تم إجراء ملاحظة مماثلة بعد ست سنوات من قبل فوييجر 2 .

في عام 2018، أطلقت وكالة ناسا مسبار باركر الشمسي ، الذي سمي على شرف عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي يوجين باركر، في مهمة لدراسة بنية وديناميكيات الهالة الشمسية، في محاولة لفهم الآليات التي تسبب تسخين الجسيمات وتسريعها مثل الطاقة الشمسية. ريح. خلال مهمته التي تستغرق سبع سنوات، سيقوم المسبار بعمل أربعة وعشرين دورة حول الشمس، ويمر أكثر في الهالة مع الحضيض الشمسي لكل مدار، ويمر في النهاية ضمن 0.04 وحدة فلكية من سطح الشمس. إنها أول مركبة فضائية تابعة لوكالة ناسا تحمل اسم شخص على قيد الحياة، وكان باركر، البالغ من العمر 91 عامًا، متاحًا لمراقبة الإطلاق.[30]

التسريع

بينما اعتمدت النماذج المبكرة للرياح الشمسية بشكل أساسي على الطاقة الحرارية لتسريع المادة، كان من الواضح بحلول الستينيات أن التسارع الحراري وحده لا يمكن أن يفسر السرعة العالية للرياح الشمسية. مطلوب آلية تسريع إضافية غير معروفة ومن المحتمل أن تكون مرتبطة بالمجالات المغناطيسية في الغلاف الجوي الشمسي.[بحاجة لمصدر]

هالة الشمس، أو الطبقة الخارجية الممتدة، هي منطقة من البلازما يتم تسخينها إلى ما يزيد عن ميغا كلفن. نتيجة للتصادمات الحرارية، تمتلك الجسيمات الموجودة داخل الهالة الداخلية نطاقًا وتوزيعًا للسرعات الموصوفة في توزيع ماكسويل. متوسط سرعة هذه الجسيمات حوالي 145 ، وهو أقل بكثير من سرعة الهروب الشمسي البالغة 618 . ومع ذلك، فإن عددًا قليلاً من الجسيمات يحقق طاقات كافية للوصول إلى السرعة النهائية البالغة 400 ، مما يسمح لهم بتغذية الرياح الشمسية. عند نفس درجة الحرارة، تصل الإلكترونات، نظرًا لكتلتها الأصغر بكثير، إلى سرعة الهروب وتبني مجالًا كهربائيًا يزيد من تسريع الأيونات بعيدًا عن الشمس.[31]

يبلغ إجمالي عدد الجسيمات التي تحملها الرياح الشمسية بعيدًا عن الشمس حوالي 1.3×1036 في الثانية.[32] وبالتالي، فإن إجمالي خسارة الكتلة كل عام حوالي 2–3 كتلة شمسية، [33] أو حوالي 1.3 - 1.9 مليون طن في الثانية. هذا يعادل خسارة كتلة تساوي الأرض كل 150 ملايين السنوات.[34] ومع ذلك، منذ تكوين الشمس، فقد حوالي 0.01 ٪ فقط من كتلتها الأولية من خلال الرياح الشمسية.[10] النجوم الأخرى لديها رياح نجمية أقوى بكثير مما يؤدي إلى ارتفاع معدلات فقدان الكتلة بشكل ملحوظ.

الخصائص والهيكل
يُعتقد أن هذا يُظهر الرياح الشمسية من النجم LL Orionis تولد صدمة القوس (القوس اللامع)

رياح شمسية سريعة وبطيئة

لوحظ وجود الرياح الشمسية في حالتين أساسيتين، تسمى الرياح الشمسية البطيئة والرياح الشمسية السريعة، على الرغم من أن الاختلافات بينهما تمتد إلى ما هو أبعد من سرعاتهما. في الفضاء القريب من الأرض، لوحظ أن سرعة الرياح الشمسية البطيئة 300–500 ، درجة حرارة ~ 100 عضو الكنيست وتركيبة قريبة من الهالة. على النقيض من ذلك، فإن سرعة الرياح الشمسية السريعة نموذجية تبلغ 750 ، درجة حرارة 800 MK وهي تتطابق تقريبًا مع تركيبة الغلاف الضوئي للشمس.[35] الرياح الشمسية البطيئة هي ضعف كثافتها وأكثر تقلبًا في طبيعتها من الرياح الشمسية السريعة.[32][36]

يبدو أن الرياح الشمسية البطيئة تنشأ من منطقة حول الحزام الاستوائي للشمس تُعرف باسم «الحزام المتدفق»، حيث يتم إنتاج اللافتات الإكليلية عن طريق التدفق المغناطيسي المفتوح على الغلاف الشمسي الملتف على حلقات مغناطيسية مغلقة. لا تزال الهياكل الإكليلية المتضمنة في تكوين الرياح الشمسية البطيئة والطريقة التي يتم بها إطلاق المادة قيد المناقشة.[37][38][39] أظهرت ملاحظات الشمس بين عامي 1996 و 2001 أن انبعاث الرياح الشمسية البطيئة حدث عند خطوط عرض تصل إلى 30-35 درجة خلال الحد الأدنى للشمس (فترة النشاط الشمسي الأدنى)، ثم امتد نحو القطبين مع اقتراب الدورة الشمسية من الحد الأقصى. عند الحد الأقصى للطاقة الشمسية، كان القطبان ينبعثان أيضًا من رياح شمسية بطيئة.[1]

تنبع الرياح الشمسية السريعة من الثقوب الإكليلية، [40] وهي مناطق تشبه القمع لخطوط المجال المفتوح في المجال المغناطيسي للشمس.[41] تنتشر مثل هذه الخطوط المفتوحة بشكل خاص حول الأقطاب المغناطيسية للشمس. مصدر البلازما هو حقول مغناطيسية صغيرة تم إنشاؤها بواسطة خلايا الحمل الحراري في الغلاف الجوي الشمسي. تحصر هذه الحقول البلازما وتنقلها إلى الأعناق الضيقة للممرات التاجية، والتي تقع فقط 20.000 كم فوق الفوتوسفير. يتم إطلاق البلازما في القمع عندما تعيد خطوط المجال المغناطيسي هذه الاتصال.[42]

ضغط

تمارس الرياح ضغطًا عند 1عادةً ما يكون 1 1–6 (1–6)، [43] على الرغم من أنه يمكن أن يختلف بسهولة خارج هذا النطاق.

ضغط الدفع هو دالة لسرعة الرياح وكثافتها. الصيغة

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.[44]

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 .

تأثيرات النظام الشمسي
المقالة الرئيسة: مناخ الفضاء

على مدار عمر الشمس، أدى تفاعل طبقات سطحها مع الرياح الشمسية الهاربة إلى تقليل معدل دوران سطحها بشكل كبير.[45] تعتبر الرياح مسؤولة عن ذيول المذنبات، إلى جانب إشعاع الشمس.[46] تساهم الرياح الشمسية في تقلبات الموجات الراديوية السماوية الملاحظة على الأرض، من خلال تأثير يسمى التلألؤ بين الكواكب.[47]

الغلاف المغناطيسي
المقالة الرئيسة: الغلاف المغناطيسي

عندما تتقاطع الرياح الشمسية مع كوكب به مجال مغناطيسي متطور (مثل الأرض أو المشتري أو زحل)، تنحرف الجسيمات بقوة لورنتز. هذه المنطقة، المعروفة باسم الغلاف المغناطيسي، تجعل الجسيمات تنتقل حول الكوكب بدلاً من قصف الغلاف الجوي أو السطح. يتشكل الغلاف المغناطيسي تقريبًا مثل نصف الكرة الأرضية على الجانب المواجه للشمس، ثم يتم سحبه في أعقاب طويل على الجانب الآخر. تسمى حدود هذه المنطقة بالإيقاف المغناطيسي، وبعض الجسيمات قادرة على اختراق الغلاف المغناطيسي عبر هذه المنطقة عن طريق إعادة الاتصال الجزئي لخطوط المجال المغناطيسي.[31]

تنتج ورقة تيار الغلاف الشمسي عن تأثير المجال المغناطيسي الدوار للشمس على البلازما في الرياح الشمسية
رسم تخطيطي للغلاف المغناطيسي للأرض . تتدفق الرياح الشمسية من اليسار إلى اليمين.
قسم الظهيرة من الغلاف المغناطيسي

الرياح الشمسية مسؤولة عن الشكل العام للغلاف المغناطيسي للأرض. تؤثر التقلبات في سرعتها وكثافتها واتجاهها ومجالها المغناطيسي بقوة على بيئة الفضاء المحلية للأرض. على سبيل المثال، يمكن أن تختلف مستويات الإشعاع المؤين والتداخل اللاسلكي حسب عوامل تتراوح من مئات إلى آلاف ؛ ويمكن أن يتغير شكل وموقع انقطاع المغنطيسي وموجة الصدمة المنحنية في المنبع من خلال العديد من أنصاف الأقطار الأرضية ، مما يعرض الأقمار الصناعية المتزامنة مع الأرض للرياح الشمسية المباشرة. تسمى هذه الظواهر مجتمعة بطقس الفضاء.

من مهمة الكتلة التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية، أجريت دراسة جديدة تقترح أنه من الأسهل للرياح الشمسية أن تتسلل إلى الغلاف المغناطيسي مما كان يُعتقد سابقًا. لاحظت مجموعة من العلماء بشكل مباشر وجود موجات معينة في الرياح الشمسية لم تكن متوقعة. أظهرت دراسة حديثة أن هذه الموجات تمكن الجسيمات المشحونة الواردة من الرياح الشمسية من اختراق نقطة التوقف المغناطيسية. يشير هذا إلى أن الفقاعة المغناطيسية تتشكل كمرشح أكثر من كونها حاجزًا مستمرًا. حدث هذا الاكتشاف الأخير من خلال الترتيب المميز للمركبات الفضائية العنقودية الأربعة المتطابقة ، والتي تطير في تكوين محكوم عبر الفضاء القريب من الأرض. أثناء انتقالهم من الغلاف المغناطيسي إلى الفضاء بين الكواكب والعودة مرة أخرى ، يقدم الأسطول رؤى استثنائية ثلاثية الأبعاد حول الظواهر التي تربط الشمس بالأرض.

وصف البحث التباينات في تكوين المجال المغناطيسي بين الكواكب (IMF) التي تأثرت بشكل كبير بعدم استقرار كلفن-هيلمهولتز (الذي يحدث عند السطح البيني بين سائلين) نتيجة للاختلافات في السماكة والعديد من الخصائص الأخرى للطبقة الحدودية. يعتقد الخبراء أن هذه كانت المرة الأولى التي يتم فيها عرض ظهور موجات كلفن-هيلمهولتز عند نقطة التوقف المغناطيسية عند خط العرض العالي في اتجاه هبوطي لصندوق النقد الدولي. تُرى هذه الموجات في أماكن غير متوقعة تحت ظروف الرياح الشمسية التي كان يُعتقد سابقًا أنها غير مرغوبة لجيلها. تُظهر هذه الاكتشافات كيف يمكن للجسيمات الشمسية اختراق الغلاف المغناطيسي للأرض في ظل ظروف محددة من صندوق النقد الدولي. النتائج ذات صلة أيضًا بدراسات تقدم الغلاف المغناطيسي حول الأجسام الكوكبية الأخرى. تقترح هذه الدراسة أن موجات كلفن-هيلمهولتز يمكن أن تكون أداة شائعة إلى حد ما ، وربما ثابتة ، لدخول الرياح الشمسية إلى الأغلفة المغناطيسية الأرضية في ظل توجهات مختلفة من صندوق النقد الدولي.[48]

الأجواء

تؤثر الرياح الشمسية على الأشعة الكونية الأخرى الواردة التي تتفاعل مع الغلاف الجوي للكواكب. علاوة على ذلك ، فإن الكواكب ذات الغلاف المغناطيسي الضعيف أو غير الموجود تخضع للتعرية الجوية بفعل الرياح الشمسية.

كوكب الزهرة، أقرب الكواكب والأكثر تشابهًا مع الأرض ، له غلاف جوي أكثر كثافة 100 مرة ، مع وجود مجال مغناطيسي جغرافي ضئيل أو معدوم. اكتشفت المسابير الفضائية ذيلًا يشبه المذنب يمتد إلى مدار الأرض.[49]

الأرض نفسها محمية إلى حد كبير من الرياح الشمسية من خلال مجالها المغناطيسي، الذي يحرف معظم الجسيمات المشحونة ؛ ومع ذلك ، فإن بعض الجسيمات المشحونة محاصرة في حزام إشعاع فان آلن. يتمكن عدد أقل من الجسيمات من الرياح الشمسية من السفر ، كما لو كان على خط نقل الطاقة الكهرومغناطيسية ، إلى الغلاف الجوي العلوي للأرض والغلاف الجوي المتأين في المناطق الشفقية. المرة الوحيدة التي يمكن فيها رؤية الرياح الشمسية على الأرض هي عندما تكون قوية بما يكفي لإنتاج ظواهر مثل الشفق القطبي والعواصف المغناطيسية الأرضية. تقوم الشفق القطبي الساطع بتسخين الغلاف الجوي المتأين بقوة ، مما يتسبب في تمدد بلازماه في الغلاف المغناطيسي ، مما يزيد من حجم الغلاف الأرضي للبلازما ويحقن مادة الغلاف الجوي في الرياح الشمسية. تنتج العواصف المغنطيسية الأرضية عندما يكون ضغط البلازما الموجود داخل الغلاف المغناطيسي كبيرًا بدرجة كافية لتضخم وبالتالي تشوه المجال المغنطيسي الأرضي.

على الرغم من أن المريخ أكبر من عطارد وأربعة أضعاف عن الشمس ، يُعتقد أن الرياح الشمسية قد جردت ما يصل إلى ثلث غلافه الجوي الأصلي ، تاركة طبقة 1/100 كثيفة مثل طبقة الأرض. يُعتقد أن آلية هذا التجريد في الغلاف الجوي هي الغاز الذي تم التقاطه في فقاعات المجال المغناطيسي ، والتي تمزقها الرياح الشمسية.[50] في عام 2015، قامت بعثة ناسا للغلاف الجوي والتطور المتقلب (مسبار مافن) بقياس معدل تجريد الغلاف الجوي الناجم عن المجال المغناطيسي الذي تحمله الرياح الشمسية أثناء تدفقها عبر المريخ ، مما يولد مجالًا كهربائيًا ، مثل التوربينات الموجودة على الأرض. لتوليد الكهرباء. يعمل هذا المجال الكهربائي على تسريع ذرات الغاز المشحونة كهربائيًا ، والتي تسمى الأيونات ، في الغلاف الجوي العلوي للمريخ ويطلقها في الفضاء.[51] قامت مهمة مافن بقياس معدل الانزلاق في الغلاف الجوي بنحو 100 جرام (≈1 / 4 رطل) في الثانية.[52]

الأقمار والأسطح الكوكبية
تجربة أبولو SWC
تجربة أبولو لتكوين الرياح الشمسية على سطح القمر

عطارد، أقرب كوكب إلى الشمس ، يتحمل العبء الأكبر من الرياح الشمسية ، وبما أن غلافه الجوي أثري وعابر ، فإن سطحه يغمره الإشعاع.

يمتلك الزئبق مجالًا مغناطيسيًا جوهريًا ، لذلك في ظل ظروف الرياح الشمسية العادية ، لا تستطيع الرياح الشمسية اختراق غلافها المغناطيسي ولا تصل الجسيمات إلا إلى السطح في مناطق الحافة. ومع ذلك ، أثناء عمليات القذف الكتلي الإكليلي ، قد يتم الضغط على التوقف المغناطيسي على سطح الكوكب ، وفي ظل هذه الظروف ، قد تتفاعل الرياح الشمسية بحرية مع سطح الكوكب.

لا يحتوي قمر الأرض على غلاف جوي أو مجال مغناطيسي جوهري ، وبالتالي فإن سطحه يتعرض للقصف بالرياح الشمسية الكاملة. في البعثات مشروع أبولو نشرت جامعي الألومنيوم السلبية في محاولة لأخذ عينات من الرياح الشمسية، وأكدت تربة القمر عاد للدراسة أن القمر ثرى وأثرى في الأنوية الذرية المودعة من الرياح الشمسية. قد تكون هذه العناصر موارد مفيدة للمستعمرات القمرية في المستقبل.[53]

الحدود الخارجية
المقالة الرئيسة: الغلاف الشمسي

الرياح الشمسية «تهب فقاعة» في الوسط النجمي (الهيدروجين المخلخل وغاز الهليوم الذي يتخلل المجرة). تُعرف النقطة التي لم تعد فيها قوة الرياح الشمسية كبيرة بما يكفي لدفع الوسط النجمي للخلف باسم الغلاف الشمسي وغالبًا ما تُعتبر الحدود الخارجية للنظام الشمسي. المسافة إلى الغلاف الشمسي غير معروفة بدقة وربما تعتمد على السرعة الحالية للرياح الشمسية والكثافة المحلية للوسط النجمي ، لكنها بعيدة جدًا عن مدار بلوتو. يأمل العلماء في الحصول على منظور حول الغلاف الشمسي من البيانات التي تم الحصول عليها من خلال مهمة مستكشف الحدود بين النجمية (IBEX)، التي تم إطلاقها في أكتوبر 2008.

يُشار إلى نهاية الغلاف الشمسي كإحدى الطرق التي تحدد مدى النظام الشمسي ، جنبًا إلى جنب مع حزام كايبر، وأخيراً نصف القطر الذي يتطابق فيه تأثير جاذبية الشمس مع النجوم الأخرى.[54] قُدِّر الحد الأقصى لهذا التأثير بما يتراوح بين 50000 وحدة فلكية وسنتين ضوئيتين ، مقارنةً بحافة الغلاف الشمسي (الحافة الخارجية للغلاف الشمسي)، والتي تم اكتشافها لإنهاء حوالي 120 وحدة فلكية بواسطة المركبة الفضائية فوييجر 1. [55]

عبرت المركبة الفضائية فوييجر 2 الصدمة أكثر من خمس مرات بين 30 أغسطس و 10 ديسمبر 2007.[56] عبرت فوييجر 2 الصدمة بحوالي Tm أقرب إلى الشمس من مسافة 13.5 Tm حيث تعرضت فوييجر 1 لصدمة الإنهاء.[57][58] تحركت المركبة الفضائية إلى الخارج من خلال صدمة النهاية إلى الغلاف الشمسي وإلى الأمام باتجاه الوسط بين النجوم.

أحداث بارزة
  • من 10 مايو إلى 12 مايو 1999، لاحظ مستكشف التكوين المتقدم (ACE) التابع لناسا ومركبة WIND الفضائية انخفاضًا بنسبة 98 ٪ في كثافة الرياح الشمسية. سمح هذا للإلكترونات النشطة من الشمس بالتدفق إلى الأرض في حزم ضيقة تعرف باسم «سترال»، مما تسبب في حدث «مطر قطبي» غير عادي للغاية ، حيث ظهر شفق قطبي مرئي فوق القطب الشمالي. بالإضافة إلى ذلك ، زاد الغلاف المغناطيسي للأرض إلى ما بين 5 و 6 أضعاف حجمه الطبيعي.[59]
  • في 13 ديسمبر 2010، حددت فوييجر 1 أن سرعة الرياح الشمسية في موقعها 10.8 بليون ميل (17.4×10^9 كـم) من الأرض تباطأ إلى الصفر. "لقد وصلنا إلى النقطة التي لم تعد فيها الرياح القادمة من الشمس ، والتي كانت دائمًا تتحرك إلى الخارج حتى الآن ، تتحرك للخارج ؛ إنها تتحرك فقط بشكل جانبي بحيث يمكن أن ينتهي بها الأمر إلى أسفل ذيل الغلاف الشمسي ، والذي قال إدوارد ستون ، عالم مشروع فوييجر:[60][61]
رسم بياني يوضح المناطق الخارجية للغلاف الشمسي بناءً على نتائج المركبة الفضائية فوييجر

انظر أيضًا

مراجع
  1. McComas, D. J.; Elliott, H. A.; Schwadron, N. A.; Gosling, J. T.; Skoug, R. M.; Goldstein, B. E. (15 May 2003). "The three-dimensional solar wind around solar maximum". Geophysical Research Letters (بالإنجليزية). 30 (10): 1517. Bibcode:2003GeoRL..30.1517M. DOI:10.1029/2003GL017136. ISSN:1944-8007.
  2. "Stanford SOLAR Center -- Ask A Solar Physicist FAQs - Answer". solar-center.stanford.edu. مؤرشف من الأصل في 2021-11-15. اطلع عليه بتاريخ 2019-11-09.
  3. Owens, Mathew J.; Forsyth, Robert J. (28 Nov 2013). "The Heliospheric Magnetic Field". Living Reviews in Solar Physics (بالإنجليزية). 10 (1): 5. arXiv:1002.2934. Bibcode:2013LRSP...10....5O. DOI:10.12942/lrsp-2013-5. ISSN:2367-3648.
  4. "Solar wind ripping chunks off Mars -". مؤرشف من الأصل في 2016-09-24.
  5. David Darling, Internet Encyclopedia of Science. نسخة محفوظة 07 أكتوبر 2016 على موقع واي باك مشين.
  6. CNN، Kate Tobin. "CNN.com - Spacecraft reaches edge of solar system - Nov. 5, 2003". مؤرشف من الأصل في 2016-03-04. {{استشهاد ويب}}: |الأخير= باسم عام (مساعدة)
  7. McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685
  8. "ريتشارد كريستوفر كارينجتون". ويكيبيديا. 7 مارس 2023.
  9. Cliver, Edward W.; Dietrich, William F. (1 Jan 2013). "The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity". Journal of Space Weather and Space Climate (بالإنجليزية). 3: A31. Bibcode:2013JSWSC...3A..31C. DOI:10.1051/swsc/2013053. ISSN:2115-7251.
  10. Meyer-Vernet، Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN:978-0-521-81420-1.
  11. Durham، Ian T. (2006). "Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse". Notes and Records of the Royal Society. ج. 60. ص. 261–270. مؤرشف من الأصل في 2016-04-06.
  12. Egeland، Alv؛ Burke، William J. (2005). Kristian Birkeland: The First Space Scientist. Springer, Dordrecht, The Netherlands. ص. 80. ISBN:978-1-4020-3294-3.
  13. Kristian Birkeland, "Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth's Atmosphere Negative or Positive Rays?" in Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
  14. Philosophical Magazine, Series 6, Vol. 38, No. 228, December 1919, 674 (on the Solar Wind)
  15. "لودويج بيرمان". ويكيبيديا. 16 يناير 2021.
  16. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik. ج. 29: 274. Bibcode:1951ZA.....29..274B.
  17. Schröder، Wilfried (1 ديسمبر 2008). "Who first discovered the solar wind?". Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica. ج. 43 ع. 4: 471–472. DOI:10.1556/AGeod.43.2008.4.8.
  18. Christopher T. Russell. "THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS". Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles. مؤرشف من الأصل في 2018-08-13. اطلع عليه بتاريخ 2007-02-07.
  19. Roach، John (27 أغسطس 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic Society. مؤرشف من الأصل في 2003-08-30. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-13.
  20. Parker، Eugene N. (نوفمبر 1958). "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields". The Astrophysical Journal. ج. 128: 664–676. Bibcode:1958ApJ...128..664P. DOI:10.1086/146579.
  21. Parker، E. N. (1997)، "The martial art of scientific publication"، EOS Transactions ‏، ج. 78، ص. 391، Bibcode:1997EOSTr..78..391P، DOI:10.1029/97EO00251{{استشهاد}}: صيانة الاستشهاد: علامات ترقيم زائدة (link)
  22. Harvey، Brian (2007). Russian Planetary Exploration: History, Development, Legacy and Prospects. Springer. ص. 26. ISBN:978-0-387-46343-8.
  23. Darling، David J. "Luna". Internet Encyclopedia of Science. مؤرشف من الأصل في 2021-11-21. اطلع عليه بتاريخ 2020-10-02.
  24. "Luna 1". ناسا NASA Space Science Data Coordinated Archive. مؤرشف من الأصل في 2020-11-05. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-04.
  25. Neugebauer، M.؛ Snyder، C. W. (1962). "Solar Plasma Experiment". Science. ج. 138 ع. 3545: 1095–1097. Bibcode:1962Sci...138.1095N. DOI:10.1126/science.138.3545.1095-a. PMID:17772963.
  26. G. W. Pneuman؛ R. A. Kopp (1971). "Gas-magnetic field interactions in the solar corona". Solar Physics. ج. 18 ع. 2: 258. Bibcode:1971SoPh...18..258P. DOI:10.1007/BF00145940.
  27. "Solar System Exploration: Missions: By Target: Mars: Present". Solar System Exploration. مؤرشف من الأصل في 2008-09-20.
  28. "Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation" (PDF).
  29. Hannes Alfvén (1942). "Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation". Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik. ج. 28A ع. 6: 1–9.
  30. Chang، Kenneth (12 أغسطس 2018). "Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to 'Touch the Sun'". نيويورك تايمز. مؤرشف من الأصل في 2021-12-24. اطلع عليه بتاريخ 2018-08-14.
  31. Encrenaz، Thérèse؛ Bibring, J.-P.؛ Blanc, M. (2003). The Solar System. Springer. ISBN:978-3-540-00241-3.
  32. Kallenrode، May-Britt (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and. Springer. ISBN:978-3-540-20617-0. مؤرشف من الأصل في 2022-05-03.
  33. Carroll، Bradley W.؛ Ostlie, Dale A. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics (ط. revised 2nd). Benjamin Cummings. ص. 409. ISBN:978-0-201-54730-6.
  34. Schrijver، Carolus J.؛ Zwaan, Cornelis (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press. ISBN:978-0-521-58286-5.
  35. Geiss, J.; Gloeckler, G.; Steiger, R. Von (1995). "Origin of the solar wind from composition data". Space Science Reviews (بالإنجليزية). 72 (1–2): 49–60. Bibcode:1995SSRv...72...49G. DOI:10.1007/BF00768753. ISSN:0038-6308.
  36. Suess، Steve (3 يونيو 1999). "Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona". The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center. مؤرشف من الأصل في 2008-06-10. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-07.
  37. Harra، Louise؛ Milligan, Ryan؛ Fleck, Bernhard (2 أبريل 2008). "Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares". ESA. مؤرشف من الأصل في 2012-06-24. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-07.
  38. Antiochos, S. K.; Mikić, Z.; Titov, V. S.; Lionello, R.; Linker, J. A. (1 Jan 2011). "A Model for the Sources of the Slow Solar Wind". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 731 (2): 112. arXiv:1102.3704. Bibcode:2011ApJ...731..112A. DOI:10.1088/0004-637X/731/2/112. ISSN:0004-637X.
  39. Fisk, L. A. (1 Apr 2003). "Acceleration of the solar wind as a result of the reconnection of open magnetic flux with coronal loops" (PDF). Journal of Geophysical Research: Space Physics (بالإنجليزية). 108 (A4): 1157. Bibcode:2003JGRA..108.1157F. DOI:10.1029/2002JA009284. ISSN:2156-2202. Archived from the original (PDF) on 2021-11-22.
  40. Zirker, J. B. (1977), Coronal holes and high‐speed wind streams, Reviews of Geophysics, 15(3), 257–269
  41. Hassler، Donald M.؛ Dammasch, Ingolf E.؛ Lemaire, Philippe؛ Brekke, Pål؛ Curdt, Werner؛ Mason, Helen E.؛ Vial, Jean-Claude؛ Wilhelm, Klaus (1999). "Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network". Science. ج. 283 ع. 5403: 810–813. Bibcode:1999Sci...283..810H. DOI:10.1126/science.283.5403.810. PMID:9933156.
  42. Marsch، Eckart؛ Tu, Chuanyi (22 أبريل 2005). "Solar Wind Origin in Coronal Funnels". ESA. ج. 308 ع. 5721: 519–23. Bibcode:2005Sci...308..519T. DOI:10.1126/science.1109447. PMID:15845846. مؤرشف من الأصل في 2013-01-15. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-06.
  43. Shue، J. H. (1998). "Magnetopause location under extreme solar wind conditions". Journal of Geophysical Research. ج. 103 ع. A8: 17, 691–17, 700. Bibcode:1998JGR...10317691S. DOI:10.1029/98JA01103.
  44. Dendy، Richard (1995). Plasma Physics: An Introductory Course. Cambridge University Press. ص. 234. ISBN:9780521484527.
  45. Endal، A. S.؛ Sofia, S. (1981). "Rotation in solar-type stars. I - Evolutionary models for the spin-down of the Sun". Astrophysical Journal, Part 1. ج. 243: 625–640. Bibcode:1981ApJ...243..625E. DOI:10.1086/158628.
  46. Robin Kerrod (2000). Asteroids, Comets, and Meteors. Lerner Publications, Co. مؤرشف من الأصل في 2020-07-31.
  47. Jokipii, J.R. (1973). "Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 11 ع. 1: 1–28. Bibcode:1973ARA&A..11....1J. DOI:10.1146/annurev.aa.11.090173.000245.
  48. NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind, NASA, Greenbelt, 2012, p.1
  49. Grünwaldt H؛ وآخرون (1997). "Venus tail ray observation near Earth". Geophysical Research Letters. ج. 24 ع. 10: 163–1166. Bibcode:1997GeoRL..24.1163G. DOI:10.1029/97GL01159. مؤرشف من الأصل في 2021-11-21.
  50. "Solar wind ripping chunks off Mars -". مؤرشف من الأصل في 2016-03-04.
  51. NASA (5 نوفمبر 2015). "NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere". Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) mission. مؤرشف من الأصل في 2021-12-21. اطلع عليه بتاريخ 2015-11-05.
  52. MAVEN2Mars (5 نوفمبر 2015). (تغريدة) https://twitter.com/MAVEN2Mars/status/662377165426585603. {{استشهاد ويب}}: الوسيط |title= غير موجود أو فارغ (مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء عددية: قائمة المؤلفين (link)
  53. Starukhina، L. V. (2006). "Polar regions of the moon as a potential repository of solar-wind-implanted gases". Advances in Space Research. ج. 37 ع. 1: 50–58. Bibcode:2006AdSpR..37...50S. DOI:10.1016/j.asr.2005.04.033.
  54. "GMS: Where is the Edge of the Solar System?". svs.gsfc.nasa.gov. 5 سبتمبر 2017. مؤرشف من الأصل في 2021-12-16. اطلع عليه بتاريخ 2019-09-22.
  55. "Voyager - Frequently Asked Questions". voyager.jpl.nasa.gov (بالإنجليزية). Archived from the original on 2021-12-20. Retrieved 2019-09-22.
  56. "NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed". مؤرشف من الأصل في 2021-11-25.
  57. "Voyager 2 finds solar system's shape is 'dented'". Reuters. 11 ديسمبر 2016. مؤرشف من الأصل في 2021-04-29.
  58. Tobin، Kate. "Spacecraft reaches edge of solar system - Nov. 5, 2003". CNN. مؤرشف من الأصل في 2021-05-09.
  59. "The Day the Solar Wind Disappeared". NASA Science. 13 ديسمبر 1999. مؤرشف من الأصل في 2021-11-22. اطلع عليه بتاريخ 2010-10-05.
  60. Amos، Jonathan (13 ديسمبر 2010). "Voyager Near Solar System Edge". BBC News. BBC. مؤرشف من الأصل في 2021-11-22. اطلع عليه بتاريخ 2010-12-14.
  61. "NASA Probe Sees Solar Wind Decline En Route To Interstellar Space". NASA. 13 ديسمبر 2010. مؤرشف من الأصل في 2021-11-19. اطلع عليه بتاريخ 2010-12-14.
  • أيقونة بوابةبوابة الفضاء
  • أيقونة بوابةبوابة الفيزياء
  • أيقونة بوابةبوابة المجموعة الشمسية
  • أيقونة بوابةبوابة رحلات فضائية
  • أيقونة بوابةبوابة علم الفلك
  • أيقونة بوابةبوابة نجوم
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.