بادهای خورشیدی

از ویکی نجوم
نسخهٔ تاریخ ‏۱۰ ژوئن ۲۰۱۳، ساعت ۱۰:۱۷ توسط هانيه اميري (بحث | مشارکت‌ها) (منابع)
(تفاوت) → نسخهٔ قدیمی‌تر | نمایش نسخهٔ فعلی (تفاوت) | نسخهٔ جدیدتر ← (تفاوت)
پرش به: ناوبری، جستجو


باد خورشیدی جریان پیوسته ذرات با سرعت بالا است، که از بیرون تاج خورشیدی رو به فضای بین سیاره‌ای می‌ورزد. این باد خورشیدی تا ورای مدار زمین گسترش می‌یابد و به مکانی در فضای بین ستاره ای ، پس از برخورد با محیط گازی کم یونیزه بین سیاره‌ای در فاصله حدود 160 واحد نجومی ختم می‌شود. نزدیک مدار زمین در فاصله یک واحد نجومی سرعت باد خورشیدی بین 300 تا 1400 کیلومتر بر ثانیه متغیر است.

پرونده:Animati3.gif
بادهای خورشیدی در برخورد با میدان مغناطیسی زمین

بادهای خورشیدی (به انگلیسی: Solar wind) جریانی از ذرات یونی (پلاسما) انرژی داری هستند که از طرف خورشید به فضا در تمام جهات ساطع می‌شوند.

همین بادهای خورشیدی هستند که در برخورد با سطوح فوقانی جو زمین باعث ایجاد شفق قطبی و حتی گاهی تداخل جریانهای برق و سیستمهای ارتباطاتی می‌شوند.

ذرات بنیادی که به زمین برخورد می­کنند، هم از خورشید و هم از بیرون ازمنظومه شمسی سرچشمه می­گیرند. ذرات باردار، عمدتاً متشکل از پروتون، الکترون و ذرات آلفا (هسته هلیوم)، به صورت پیوسته به بیرون از خورشید جریان دارند. در فاصلة زمین از خورشید، سرعت این باد خورشیدی بین ۳۰۰ تا ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه است. ذرات با میدان مغناطیسی خورشید برهم­کنش می­کنند. شدت میدان مغناطیسی خورشید در فاصله زمین، حدود یک هزارم میدان زمین است. ذراتی که از بیرون منظومه شمسی می آیند، پرتوهای کیهانی نام دارند.







ویژگی باد های خورشیدی[ویرایش]

Solarwind lg.jpg

باد خورشیدی بطور پیوسته و با سرعت بین 200 تا 900 کیلومتر در ثانیه در فضای میان سیارات می‌وزد (رقم بین 400 تا 500 کیلومتر در ثانیه را می‌توان سرعت متوسط بادهای خورشید محسوب داشت) و ذراتی که بوسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود 4 تا 5 روز وقت لازم دارند تا به زمین برسند. باد خورشیدی شامل تعدادی الکترون و پروتون همراه با مقدار کمی یون های سنگین می‌باشد.

مهمترین ذرات باد خورشیدی در فاصله خورشید تا زمین را ذرات آلفا (هسته هلیوم) تشکیل می‌دهند که حدود 4 تا 5 درصد مجموع ذرات را به خود اختصاص داده‌اند. تراکم متوسط این ذرات چیزی حدود در متر مکعب است که این رقم با فاکتوری معادل بیش از صد در تغییر است. (به طور مثال تراکم ذرات مزبور در سطح دریای زمین برابر در متر مکعب می باشد).

دمای پلاسمای باد خورشیدی که بر حسب پراکنش سرعت ذرات بیان می‌گردد. در نزدیکیهای زمین حدود کلوین است. با این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از پلاسمای بسیار گداخته و بسیار رقیق پوشیده شده، این وضعیت نشان می‌دهد که خورشید از جرم خود حدود کیلوگرم در ثانیه می‌کاهد و آن را به پدیده‌ای بنام باد خورشیدی مبدل می‌سازد. با این روند مدتی معادل حدود سال وقت لازم است تا تمام جرم خورشید بر باد رود. جالب اینجاست که این مدت تقریباً 10 بار طولانی‌تر از مدت زمان آغاز پیدایش و فعالیت خورشید تا زمان حاضر است.


میدان مغناطیسی باد خورشیدی[ویرایش]

میدان مغناطیسی مهم باد خورشیدی ، حالت مغناطیسی سازی آن است. این حالت را می‌توان با در نظر گرفتن بتای پلاسما یعنی نسبت چگالیهای انرژی حرارتی به انرژی مغناطیسی توصیف کرد. در حوالی یک واحد نجومی میدان مغناطیسی باد خورشیدی از مرتبه nT5 است. شارش باد خورشیدی ، کل رفتار میدان را مشخص می‌کند، واقعیتی که نتیجه مهمی برای ساختار آن را دارد. شارش شعاعی و رو به بیرون باد خورشیدی ، میدان مغناطیسی را از تاج خورشیدی بهفضای بین سیاره‌ای انتقال می‌دهند. در حالی که جای پای آن در جو خورشید ثابت می‌ماند. به دلیل زمان تناوب 27 روزه خورشید ، "میدان مغناطیسی بین سیاره‌ای" نمی‌تواند شکل خود را به صورتی که در تاج خورشیدی داشت، نگه دارد.

به عنوان نتیجه‌ای از حرکت ترکیبی شارش رو به بیرون و دوران ، خط میدان به شکل یک مارپیچ ارشمیدس (Archimedian) رو به داخل خم می‌شود. در فاصله یکواحد نجومی ، این مارپیچ یک زاویه تقریبی 45 درجه با خط خورشید و زمین می‌سازد، به گونه‌ای که در راستای صبح دیر هنگام به زمین بر می‌خورد، شدت میدان مغناطیسی در این وضعیت در حدود 5 الی 10 nT است. راستای میدان مغناطیسی بین سیاره‌ای در صفحه دایرة البروج ، منطبق بر جهت های خورشیدی و مخالف خورشیدی به قطعاتی تقسیم می‌شود. کرانه‌های بین قطعات در مقابل جهت میدان ، عبارت از نواحی با میدان مغناطسیی صفر و بنابراین برگه‌های جریانند.

برای باز آفرینی جهت میدان مغناطیسی بین سیاره‌ای برگه جریان خورشیدی می‌باید یک کمی نسبت به صفحه دایرة البروج بسوی راستای افقی می‌چرخد. در این حال برگه جریان مطابق طرح واره داخل یک بالرین می‌ماند. با در نظر گرفتن سرعت سمتی زمین در حدود km/s 30 ، باد خورشیدی ، با یک ابیراهی (زاویه انحراف) نوعا حدود 5 درجه از راستای شعاعی به مغناطور سپهر برخورد می‌کند. این زاویه ، برای سرعتهای بالای باد خورشیدی کاهش می‌یابد. در جریانهای با سرعت بالا ، گاه و بی گاه باد خورشیدی در سرعتی نزدیک به یا بیشتر از km/s 100 ، راستای باد خورشیدی عملا شعاعی است.


برهمکنشها با موانع[ویرایش]

بنابر سرعتهای فراصوتی و آلفونی ، شارش باد خورشیدی ، در صورت وجود مانعی در مسیرش با شوک مواجه می‌شود. چنین موانعی عبارت از سیارات ، ستارگان دنباله‌دار و شهاب سنگها هستند، ولی جالبترین موانع سیارات مغناطیس با مغناطو کره‌های گسترش یافته شان هستند. این مغناطو کره‌ها سطح مقطع یک سیاره را با ضریب بزرگی افزایش می‌دهند. برای زمین این ضریب حدود 150 است. بنابراین انتظار می‌رود یک ضربه کمانی گستره دائمی در جلوی چنینی سیاراتی وجود داشته باشد. در مجموع علاوه بر تولید ضربه کمانی ، برهمکنش با سیاره مغناطیده به تشکیل یک لایه مرزی نازک دیگر مغناطوپوز می‌انجامد.





منابع[ویرایش]

  • ویکی‌پدیا فارسی
  • کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۱]
  • کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر
  • دانشنامه رشد
  • ویکی پدیا انگلیسی