لا تعد شمسنا كرة هادئة من البلازما الساخنة الحارقة، حيث تُحدث ثورات بركانية هائلة على أساس متكرر إلى حد ما.
ومن الفضاء القريب من الأرض، يمكننا قياسها جيدا باستخدام الأقمار الصناعية والمركبات الفضائية الأخرى. ولكن في عام 1998، حدث شيء غير متوقع بشكل لا يصدق. لم تكن المركبة الفضائية الموجودة في الفضاء القريب من الأرض قادرة على قياس الانبعاث الكتلي الإكليلي (CME) فحسب، بل اصطفت مركبة فضائية أخرى خارج المريخ بالطريقة الصحيحة لتلقي الانفجار الشمسي أيضا.
وهذا يعني أن المركبتين الفضائيتين كانتا قادرتين على قياس CME نفسه في نقاط مختلفة من رحلتها من الشمس، ما يوفر فرصة نادرة لفهم كيفية تطور هذه الانفجارات القوية.
وقد لا تكون المقذوفات الكتلية الإكليلية مرئية مثل التوهجات الشمسية (التي تصاحبها أحيانا)، لكنها أقوى بكثير. وتحدث عندما تعيد خطوط المجال المغناطيسي الملتوية على الشمس الاتصال وتحويل وإطلاق كميات هائلة من الطاقة في هذه العملية.
ويحدث هذا في شكل CME، حيث يجري إطلاق كميات هائلة من البلازما المؤينة والإشعاع الكهرومغناطيسي، المجمعة في مجال مغناطيسي حلزوني، إلى الفضاء على الرياح الشمسية. وعندما تتدفق عبر الأرض، يمكن أن تتفاعل CME مع الغلاف المغناطيسي والأيونوسفير، ما يخلق تأثيرات يمكن ملاحظتها مثل مشاكل الاتصال عبر الأقمار الصناعية والشفق القطبي.
ولكن ما يحدث للـ CMEs عندما تكون خارج الأرض، في الفضاء بين الكواكب، كان أكثر صعوبة في الدراسة.
ولحسن الحظ، رصدت مركبة Wind الفضائية التابعة لناسا، في نقطة L1 Lagrangian عند زهاء 1 وحدة فلكية (المسافة بين الأرض والشمس)، لأول مرة CME في 4 مارس 1998.
وبعد ثمانية عشر يوما، وصل هذا CME نفسه إلى Ulysses، مركبة فضائية كانت، في ذلك الوقت، على مسافة 5.4 وحدة فلكية، أي ما يعادل تقريبا متوسط المسافة المدارية لكوكب المشتري.
والآن، قام علماء الفلك بفحص البيانات من هاتين المواجهتين لتوصيف، لأول مرة، كيف يتغير CME أثناء انتقاله إلى أعماق النظام الشمسي. وعلى وجه الخصوص، درسوا التطور المغناطيسي الهيدروديناميكي للسحابة المغناطيسية المدمجة.
ووجدوا أنه في 4.4 وحدة فلكية بين المركبتين الفضائيتين، تآكل الهيكل الحلزوني للسحابة المغناطيسية بشكل كبير. ويعتقد الفريق أن هذا كان على الأرجح بسبب التفاعل مع سحابة مغناطيسية ثانية زائدة كانت تنتقل أسرع من الأولى، فتلحق بها، وضغطها بحلول الوقت الذي وصلت فيه إلى أوليسيس.
ويمكن أن يفسر هذا سبب التواء البنية الحلزونية للسحابة المغناطيسية في CME بحلول الوقت الذي وصلت فيه إلى 5.4 وحدة فلكية – وليس أقل، كما هو متوقع. ويمكن أن يؤدي التفاعل المغناطيسي بين الغيمتين إلى تدهور الطبقة الخارجية، تاركا وراءه نواة ملتوية أكثر.
وكتب الباحثون في ورقتهم البحثية “ما يظهر بوضوح من هذا التحليل هو أنه في 5.4 وحدة فلكية، تتفاعل السحابة المغناطيسية الثانية بشكل كبير مع الأولى. ونتيجة لذلك، فإن البنية المغناطيسية للسحابة المغناطيسية السابقة مشوهة بشدة. وفي الواقع، يمتد دورانها الواسع النطاق إلى ما بعد الجزء الخلفي من السحابة المغناطيسية التالية ويمثل في الواقع شكلا من أشكال دوران المجال المغناطيسي في الخلفية”.
وسيكون من الرائع رؤية المزيد من الدراسات حول هذا الموضوع – ولاحظ الباحثون أننا في المراحل الأولى مما يمكن اعتباره “العصر الذهبي” للفيزياء الشمسية.
