📄 معروضة نسخة «بسيط» — «متقدم» غير جاهزة بعد. أضفه إلى المفضّلة للمساعدة في تسريعها. اطلب التحليل الكامل

الرياح الشمسية هي تدفق مستمر من الجسيمات المشحونة المنطلقة من الشمس. تحتوي على مكوّنين رئيسيين: البروتونات (نوى الهيدروجين) وجسيمات ألفا (نوى الهيليوم، وهي أثقل بأربع مرات). إذا كانت الجسيمات تتصادم فقط مع بعضها البعض، كان ينبغي أن تبرد جسيمات ألفا الثقيلة، مانحةً طاقتها للبروتونات الخفيفة، وفي النهاية تصبح جميعها بنفس درجة الحرارة. لكن القياسات تُظهر صورة مختلفة.

القمر الصناعي Wind، الذي أُطلق في عام 1994، سجّل على مدى ثلاثة عقود تركيب ودرجة حرارة الرياح الشمسية. قسّم العلماء جميع القياسات حسب سرعة التدفق: رياح بطيئة (حتى 400 كم/ث)، ورياح سريعة (أكثر من 500 كم/ث)، ورياح متوسطة. في الرياح البطيئة، حيث تكون تصادمات الجسيمات متكررة، تكون درجات حرارة البروتونات وجسيمات ألفا متساوية تقريبًا بالفعل — مثل الماء في إبريق شاي مخلوط جيدًا. أما في الرياح السريعة، حيث تطير الجسيمات متباعدة وتتصادم نادرًا، فتكون جسيمات ألفا أكثر سخونة من البروتونات بأربع مرات. كما لو كان في حشد من العدّائين، يحتفظ الرياضيون الثقيلون بطاقة أكبر لأنهم نادرًا ما يُدفعون.

المفاجأة الرئيسية هي الاعتماد على الدورة الشمسية. في سنوات النشاط الأدنى، تطلق الشمس المزيد من الرياح السريعة من الثقوب الإكليلية القطبية (مناطق ذات خطوط مغناطيسية مفتوحة). وفي ذروة النشاط، تسود رياح بطيئة كثيفة. لذلك تتغير نسبة درجات الحرارة من دورة إلى أخرى. وهذا يعني أن تسخين الجسيمات عند مدار الأرض لا يتحدد فقط بالتصادمات المحلية، بل أيضًا بالمكان الذي جاءت منه هذه الرياح على الشمس.

الرياح الشمسية مثل نهر يفيض أحيانًا بتدفق بطيء كثيف، ويندفع أحيانًا أخرى بتيار سريع من قمم الجبال. وتعتمد درجة حرارة الماء في هذا النهر ليس فقط على كيفية احتكاك الجزيئات ببعضها البعض، بل أيضًا على الارتفاع الذي جاء منه الماء والمجرى الذي سلكه. ثلاثة عقود من رصد Wind أتاحت رؤية كيف يغيّر هذا التدفق الكوني طابعه مع تنفس الشمس.

الملخص الأصلي

كما كتبه المؤلفون، بالإنجليزية arXiv:2608.10819v1

The influence of collisional age $$(A_c)$$ on the alpha-to-proton temperature ratio $$(T_\alpha/T_p)$$ has been explored in the past. However, the modulation of this ratio with respect to the solar cycle has remained unexplored so far. We show solar-cycle modulation of $$T_\alpha/T_p$$ and $$A_c$$ using nearly three decades of in-situ observations from Wind spacecraft across distinct solar wind speed regimes and solar activity phases. Our results reveal that in the slow solar wind with velocity $$<400$$ km s$$^{-1}$$, where $$A_c$$ happens to be typically $$>1$$, the ratio $$T_\alpha/T_p$$ stays close to unity. This suggests frequent Coulomb collisions efficiently iron out temperature differences. In contrast, the fast wind with velocity $$>500$$ km s$$^{-1}$$, where $$A_c$$ happens to be typically $$<1$$, mass-proportional heating is most pronounced, with $$T_\alpha/T_p$$ often exceeding 4. The intermediate speed regime ($$400$$-$$500$$ km s$$^{-1}$$) represents a gradual transition between the slow and fast wind populations in terms of their solar-cycle dependence. This behavior reflects the changing dominance of high-speed streams from polar coronal holes during minima to denser slow wind during maxima. These results suggest that mass-proportional ion heating at 1 AU is not solely governed by local collisional physics but is significantly modulated by the solar cycle dependent variations in the solar wind sources.