نموذج بابكوك

Question book-new.svg
تعرَّف على طريقة التعامل مع هذه المسألة من أجل إزالة هذا القالب.يفتقر محتوى هذه المقالة إلى الاستشهاد بمصادر. فضلاً، ساهم في تطوير هذه المقالة من خلال إضافة مصادر موثوقة. أي معلومات غير موثقة يمكن التشكيك بها وإزالتها. (يناير 2019)
Circle-icons-clock.svg
هذه الصفحة تخضع لتحرير كثيف لمدة قصيرة:
يرجى أن لا تحرر هذه الصفحة إذا وجدت هذه الرسالة. المستخدم الذي يحررها يظهر اسمه في تاريخ الصفحة. إن لم تر أي عملية تحرير حديثة، فبإمكانك إزالة القالب. (وضع هذا القالب لتفادي تضارب التحرير؛ يرجى من واضع القالب إزالته بين جلسات التحرير، لتتاح الفرصة للآخرين لتطوير الصفحة).

يصف نموذج بابكوك آلية يمكن أن تفسر الأنماط المغناطيسية والبقع الشمسية الملاحظة على الشمس.

التاريخعدل

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. [1] تدعم الشمس مجالًا مغناطيسيًا متذبذبًا على النطاق الأكبر، مع دورية شبه ثابتة تبلغ 22 عامًا. [2][3] 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 لايتونعدل

تتوافق دورة نصف 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 الحلقي الداخلي رباعي الأقطاب، والمتولد من خلال الدوران التفاضلي،[4] 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 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. [5][6]

 
هذه بذرة مقالة عن علم الفلك بحاجة للتوسيع. شارك في تحريرها.
  1. ^ Babcock, H. W. (March 1961). "The Topology of the Sun's Magnetic Field and the 22-YEAR Cycle". The Astrophysical Journal (باللغة الإنجليزية). 133: 572–587. Bibcode:1961ApJ...133..572B. doi:10.1086/147060. ISSN 0004-637X. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  2. ^ Charbonneau, P. (2014). "Solar Dynamo Theory". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52: 251–290. Bibcode:2014ARA&A..52..251C. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. ^ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. صفحات 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. ^ Leighton, Robert B. (April 1969). "A Magneto-Kinematic Model of the Solar Cycle". The Astrophysical Journal (باللغة الإنجليزية). 156: 1. Bibcode:1969ApJ...156....1L. doi:10.1086/149943. ISSN 0004-637X. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ^ "Sun flips magnetic field". CNN. 16 February 2001. اطلع عليه بتاريخ 11 يوليو 2009. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  6. ^ Phillips, T. (15 February 2001). "The Sun Does a Flip". NASA. اطلع عليه بتاريخ 11 يوليو 2009. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)