نموذج بابكوك: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
ASammourBot (نقاش | مساهمات) ط روبوت:إضافة شريط بوابات من قالب البذرة +بوابة:علم_الفلك |
إضافة |
||
سطر 6:
}}
يصف '''نموذج بابكوك''' آلية يمكن أن تفسر الأنماط المغناطيسية و[[البقع الشمسية]] الملاحظة على [[الشمس]].
== التاريخ ==
يبدأ الفهم الحديث للبقع الشمسية مع [[جورج هيل]]، الذي ربط المجالات المغناطيسية والبقع الشمسية. اقترح هيل أن فترة دورة البقع الشمسية هي 22 عامًا، تغطي انعكاسين قطبيين للحقل المغناطيسي الشمسي ثنائي القطب.
اقترح [[هوراس بابكوك]] في عام 1961 نموذجًا نوعيًا لديناميكا الشمس. <ref>{{Cite journal|last=Babcock|first=H. W.|date=March 1961|title=The Topology of the Sun's Magnetic Field and the 22-YEAR Cycle.|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=133|pages=572–587|bibcode=1961ApJ...133..572B|doi=10.1086/147060|issn=0004-637X}}</ref> تدعم الشمس مجالًا مغناطيسيًا متذبذبًا على النطاق الأكبر، مع دورية شبه ثابتة تبلغ 22 عامًا. <ref>{{Cite journal | doi = 10.1146/annurev-astro-081913-040012| title = Solar Dynamo Theory| journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volume = 52| pages = 251–290| year = 2014| last1 = Charbonneau | first1 = P. |bibcode = 2014ARA&A..52..251C }}</ref><ref name="Zirker2002-119">{{Cite book |last=Zirker |first=J. B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 119–120] |publisher=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 }}</ref> يُعرف هذا التذبذب بدورة دينامو بابكوك-لايتون (بالاشتراك مع [[روبرت بي. لايتون]])، والتي ترقى إلى التبادل التذبذب للطاقة بين مكونات المجال المغناطيسي الشمسي الحلقي والقطبي.
== دورة دينامو بابكوك لايتون ==
تتوافق دورة نصف [[دينامو شمسي|دينامو]] مع [[دورة شمسية]] واحدة للبقع الشمسية. عند الحد الأقصى للشمس، يكون المجال المغناطيسي الخارجي ثنائي القطب قريبًا من الحد الأدنى من شدة دورة دينامو، لكن المجال [[حلقي وقطبي|الحلقي]] الداخلي رباعي الأقطاب، والمتولد من خلال الدوران التفاضلي،<ref>{{Cite journal|last=Leighton|first=Robert B.|date=April 1969|title=A Magneto-Kinematic Model of the Solar Cycle|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=156|pages=1|doi=10.1086/149943|issn=0004-637X|bibcode=1969ApJ...156....1L}}</ref> يقترب من أقصى قوته. في هذه المرحلة من دورة الدينامو، يجبر الارتداد الطافي داخل [[منطقة الحمل الحراري]] على ظهور مجال مغناطيسي حلقي عبر [[الغلاف الضوئي]]، مما يؤدي إلى ظهور بقع من المجال المغناطيسي المركّز المقابل للبقع الشمسية.
خلال مرحلة الانحدار للدورة الشمسية، تنتقل الطاقة من المجال المغناطيسي الحلقي الداخلي إلى المجال الخارجي، ويقل عدد البقع الشمسية. عند [[دورة الشمس الدنيا|الحد الأدنى]] من الدورة الشمسية، يكون المجال الحلقي بالمقابل عند الحد الأدنى من القوة، والبقع الشمسية قليلة العدد، والحقل متعدد الأشكال في أقصى شدته. مع صعود دورة البقع الشمسية التالية التي تبلغ 11 عامًا، تنتقل الطاقة المغناطيسية مرة أخرى من المجال اللولبي إلى المجال الحلقي، ولكن بقطبية معاكسة للدورة السابقة. تستمر العملية في سيناريو مثالي ومبسط، تتوافق كل دورة من 11 سنة للبقع الشمسية مع تغير في قطبية المجال المغناطيسي واسع النطاق للشمس. <ref>{{Cite news |date=16 February 2001 |title=Sun flips magnetic field |url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |work=[[CNN]] |accessdate=11 July 2009}}</ref><ref>{{cite web |last=Phillips |first=T. |date=15 February 2001 |title=The Sun Does a Flip |url=https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |publisher=[[NASA]] |accessdate=11 July 2009}}</ref>
{{بذرة علم الفلك}}
| |||