عرض مصدر ريح شمسية

[[ملف:Solar_wind_Speed_interplanetary_magnetic_field.jpg|تصغير|[[يوليوس (مسبار فضائي)|''ملاحظات أوليسيس'']] لسرعة الرياح الشمسية كدالة لخط عرض هيليو أثناء الحد الأدنى للشمس. الرياح البطيئة (≈ {{Val|400}}) يقتصر على المناطق الاستوائية، بينما الرياح السريعة (≈ {{Val|750}}) فوق القطبين.<ref name="McComas 1517">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = McComas
| تاريخ = 2003-05-15
| issn = 1944-8007
| DOI = 10.1029/2003GL017136
| صفحات = 1517
| العدد = 10
| المجلد = 30
| لغة = en
| صحيفة = Geophysical Research Letters
| عنوان = The three-dimensional solar wind around solar maximum
| الأول6 = B. E.
| الأول = D. J.
| الأخير6 = Goldstein
| الأول5 = R. M.
| الأخير5 = Skoug
| الأول4 = J. T.
| الأخير4 = Gosling
| الأول3 = N. A.
| الأخير3 = Schwadron
| الأول2 = H. A.
| الأخير2 = Elliott
| bibcode = 2003GeoRL..30.1517M
}}</ref> تظهر الألوان الحمراء / الزرقاء قطبية داخلية / خارجية [[حقل مغناطيسي بين كوكبي|للمجال المغناطيسي للغلاف الشمسي]] .]]
[[ملف:Heliospheric-current-sheet.gif|تصغير|[[تيار الغلاف الشمسي الدوري]]]]
[[ملف:Voyager 1 entering heliosheath region-ar.jpg|تصغير|350px|[[بلازما (فيزياء)|بلازما]] الرياح الشمسية تلاقي حافة الغلاف الشمسي]]
'''الرياح الشمسية''' أو '''الرياح النجمية''' ([[اللغة الإنجليزية|بالإنجليزية]]: Solar wind)، عبارة عن تيار من [[جسيم مشحون|الجسيمات المشحونة]] المنبعثة من [[الشمس|الغلاف الجوي]] العلوي للشمس، تسمى [[هالة (فضاء)|الهالة]]. تتكون هذه [[بلازما (فيزياء)|البلازما في]] الغالب من [[إلكترون|الإلكترونات]] [[بروتون|والبروتونات]] [[جسيم ألفا|وجسيمات ألفا]] ذات [[طاقة حركية|الطاقة الحركية]] بين {{Val|0.5|and|10}} . يتضمن تكوين بلازما الرياح الشمسية أيضًا مزيجًا من المواد الموجودة في البلازما الشمسية: كميات ضئيلة من الأيونات الثقيلة والنواة الذرية مثل C و N و O و Ne و Mg و Si و S و Fe. هناك أيضًا آثار نادرة لبعض النوى والنظائر الأخرى مثل P و Ti و Cr و <sup>54</sup> Fe و <sup>56</sup> Fe و <sup>58</sup> Ni و <sup>60</sup> Ni و <sup>62</sup> Ni.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://solar-center.stanford.edu/FAQ/Qsolwindcomp.html
| عنوان = Stanford SOLAR Center -- Ask A Solar Physicist FAQs - Answer
| موقع = solar-center.stanford.edu
| تاريخ الوصول = 2019-11-09
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211115083426/http://solar-center.stanford.edu/FAQ/Qsolwindcomp.html | تاريخ أرشيف = 15 نوفمبر 2021 }}</ref> يتراكب مع بلازما الرياح الشمسية [[حقل مغناطيسي بين كوكبي|المجال المغناطيسي بين الكواكب]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Owens
| الأول = Mathew J.
| الأخير2 = Forsyth
| الأول2 = Robert J.
| تاريخ = 2013-11-28
| عنوان = The Heliospheric Magnetic Field
| صحيفة = Living Reviews in Solar Physics
| لغة = en
| المجلد = 10
| العدد = 1
| صفحات = 5
| DOI = 10.12942/lrsp-2013-5
| issn = 2367-3648
| bibcode = 2013LRSP...10....5O
| arxiv = 1002.2934
}}</ref> تختلف الرياح الشمسية من حيث [[كثافة|الكثافة]] [[درجة حرارة|ودرجة الحرارة]] [[سرعة|والسرعة]] بمرور الوقت وعبر خطوط الطول والعرض الشمسية. تستطيع جزيئاته الهروب من [[جاذبية]] الشمس بسبب طاقتها العالية الناتجة عن ارتفاع درجة حرارة الهالة، والتي بدورها ناتجة عن المجال المغناطيسي الإكليلي.

'''الرياح الشمسية''' بما أنها عبارة عن تدفق [[جزيء|الجزيئات]] المشحونة - [[بلازما (فيزياء)|بلازما]]- تكون خارجة من طبقة جو [[نجمة (توضيح)|النجم]] العليا،<ref>{{استشهاد ويب|مسار=http://archive.cosmosmagazine.com/news/solar-wind-ripping-chunks-mars/|عنوان=Solar wind ripping chunks off Mars -| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160924201945/http://archive.cosmosmagazine.com/news/solar-wind-ripping-chunks-mars/ | تاريخ أرشيف = 24 سبتمبر 2016 }}</ref><ref>[https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html David Darling, ''Internet Encyclopedia of Science''.] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20161007025031/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html |date=07 أكتوبر 2016}}</ref><ref>{{استشهاد ويب|مسار=http://edition.cnn.com/2003/TECH/space/11/05/voyager.solar.boundary/|عنوان=CNN.com - Spacecraft reaches edge of solar system - Nov.  5, 2003|الأول=Kate Tobin|الأخير=CNN| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160304101439/http://edition.cnn.com/2003/TECH/space/11/05/voyager.solar.boundary/ | تاريخ أرشيف = 4 مارس 2016 }}</ref> فإن تلك [[جسيم (توضيح)|الجسيمات]] قادرة على الخروج من [[جاذبية|جاذبية النجم]] جزئيا بسبب الحرارة الشديدة ل[[هالة (فضاء)|هالة الشمس]]، وأيضا بسبب [[طاقة حركية|الطاقة الحركية]] العالية التي تكتسبها الجسيمات خلال طريقة لا تزال غير مفهومة إلى وقتنا الحاضر.

وعلى مسافة تزيد عن بضعة [[نصف قطر شمسي|أنصاف أقطار شمسية]] من الشمس، تصل سرعة الرياح الشمسية إلى 250-750 [[كيلومتر|كم]] / [[ثانية]] وهي أسرع من الصوت، <ref>McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685</ref> مما يعني أنها تتحرك أسرع من سرعة [[موجة كهرومغناطيسية|الموجة المغناطيسية]] السريعة. لم يعد تدفق الرياح الشمسية أسرع من الصوت عند [[غلاف شمسي|صدمة الإنهاء]]. تشمل الظواهر الأخرى ذات الصلة [[شفق قطبي|الشفق القطبي]] ([[شفق قطبي|الأضواء]] [[شفق قطبي|الشمالية]] والجنوبية)، وذيول [[بلازما (فيزياء)|البلازما]] [[مذنب|للمذنبات]] التي تشير دائمًا بعيدًا عن الشمس، [[عاصفة جيومغناطيسية|والعواصف المغناطيسية الأرضية]] التي يمكن أن تغير اتجاه خطوط المجال المغناطيسي.

هناك ظواهر عديدة مرتبطة بالرياح الشمسية، مثل التي تتدفق أمام غلاف [[الأرض]] المغناطيسي، وتتفاعل مع الحقل الجيومغناطيسي فتعمل كمولد كوني ينتج ملايين الأمبيرات من التيار الكهربائي. يصب بعض هذا التيار الكهربائي في [[غلاف الأرض الجوي|الغلاف الجوي]] العلوي للأرض الذي يضيئ مثل انبوب نيون لخلق توهج في الشفق القطبي. مثل [[عاصفة جيومغناطيسية]] التي بإمكانها ضرب شبكات الكهرباء، والذيل البلازمي لل[[مذنب]]ات المبتعدة عن الشمس. فمعلوم أن الشمس هو [[نجم]] متغير، وله انبعاثات من ال[[الأشعة فوق البنفسجية|أشعة فوق البنفسجية]] و[[أشعة سينية|الأشعة السينية]] والجزيئات البلازمية والحقول المغناطيسية. والأشعة الكبيرة المرسلة تحدث تأثيرا كهرومغناطيسيا في [[فضاء (توضيح)|الفضاء]] داخل نطاق تأثير الشمس، وتدعى [[غلاف شمسي|المجال الشمسي]] والتي تتضمن الرياح الشمسية وكل غلاف [[المجموعة الشمسية|النظام الشمسي]] المغناطيسي. ويعتبر دراسة الطقس الفضائي هو دراسة لكيفية ومدى تأثير بيئة [[فضاء (توضيح)|الفضاء]] على [[رائد فضاء|رواد الفضاء]] وعمليات [[قمر اصطناعي|الاقمار الصناعية]] وأنظمة [[اتصال عن بعد|الإتصالات]] وشبكات ال[[كهرباء]] الأرضية، على المدى البعيد، والطقس الفضائي يمكن أن يساهم في تغيير مناخ الأرض بصفة أولية من خلال التغير البطئ في الإشعاع الشمسي.

كانت النماذج المبكره من الرياح الشمسية المستخدمة في المقام الأول ك[[طاقة حرارية]] لتسريع المواد، وخلال الستينات من القرن الماضي ظهر جليا أن التسارع الحراري ليس وحده الذي يعطي السرعة العالية للرياح الشمسية. فيتطلب هنا وجود آلية تسارع إضافية ولكن غير معلومة، ويحتمل أن يكون لها صلة ب[[حقل مغناطيسي|المجال المغناطيسي]] الموجود بالغلاف الجوي الشمسي.

== ملاحظات من الأرض ==
اقترح عالم الفلك البريطاني [[ريتشارد كريستوفر كارينجتون|ريتشارد سي كارينجتون]]<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=ريتشارد كريستوفر كارينجتون|مسار=https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=ريتشارد_كريستوفر_كارينجتون&oldid=7927020|صحيفة=ويكيبيديا|تاريخ=2023-03-07}}</ref> وجود جسيمات تتدفق إلى الخارج من [[الشمس]] إلى [[الأرض]]. في عام 1859، قام كارينجتون [[ريتشارد هودسون|وريتشارد هودجسون]] بشكل مستقل بعمل الملاحظات الأولى لما سيطلق عليه لاحقًا [[انفجار شمسي|التوهج الشمسي]]. هذه زيادة موضعية مفاجئة في السطوع على القرص الشمسي، والتي من المعروف الآن <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Cliver
| الأول = Edward W.
| الأخير2 = Dietrich
| الأول2 = William F.
| تاريخ = 2013-01-01
| عنوان = The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity
| صحيفة = Journal of Space Weather and Space Climate
| لغة = en
| المجلد = 3
| صفحات = A31
| DOI = 10.1051/swsc/2013053
| issn = 2115-7251
| bibcode = 2013JSWSC...3A..31C
}}</ref> أنها تحدث غالبًا بالتزامن مع الطرد العرضي للمواد والتدفق المغناطيسي من الغلاف الجوي للشمس، والمعروف باسم [[انبعاث كتلي إكليلي|طرد الكتلة الإكليلية]]. في اليوم التالي، [[عاصفة جيومغناطيسية|لوحظت عاصفة مغناطيسية]] أرضية قوية، واشتبه كارينغتون في احتمال وجود اتصال؛ [[عاصفة جيومغناطيسية|تُعزى العاصفة المغناطيسية الأرضية]] الآن إلى وصول القذف الكتلي الإكليلي في الفضاء القريب من الأرض وتفاعلها اللاحق مع [[غلاف مغناطيسي|الغلاف المغناطيسي للأرض]]. اقترح الأكاديمي الأيرلندي [[جورج فيتزجيرالد]] لاحقًا أن المادة تتسارع بشكل منتظم بعيدًا عن الشمس، لتصل إلى الأرض بعد عدة أيام.<ref name="meyer-vernet">{{استشهاد بكتاب
| الأول = Nicole
| مؤلف1 = Meyer-Vernet
| تاريخ = 2007
| عنوان = Basics of the Solar Wind
| وصلة = https://archive.org/details/basicsofsolarwin0000meye
| ناشر = Cambridge University Press
| ISBN = 978-0-521-81420-1
}}</ref>
[[ملف:Birkeland-anode-globe-fig259.jpg|تصغير|250x250بك|محاكاة معملية لتأثير الغلاف المغناطيسي على الرياح الشمسية ؛ تم إنشاء [[تيار بيركلاند|تيارات بيركلاند]] الشبيهة [[شفق قطبي|بالشفق القطبي]] في تيريلا، كرة أنود ممغنطة في غرفة مفرغة.]]
في عام 1910، [[آرثر إدينغتون|اقترح عالم الفيزياء الفلكية البريطاني آرثر إدينجتون]] وجود الرياح الشمسية، دون تسميتها، في حاشية لمقال في [[المذنب مورهاوس|كوميت مورهاوس]].<ref name="durham">{{استشهاد بخبر
| الأول = Ian T.
| الأخير = Durham
| تاريخ = 2006
| عنوان = Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse
| مسار = http://rsnr.royalsocietypublishing.org/content/60/3/261.abstract
| عمل = Notes and Records of the Royal Society
| المجلد = 60
| صفحات = 261–270
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160406005245/http://rsnr.royalsocietypublishing.org/content/60/3/261.abstract | تاريخ أرشيف = 6 أبريل 2016 }}</ref> لم يتم قبول اقتراح إدينجتون تمامًا، على الرغم من أنه قدم أيضًا اقتراحًا مشابهًا في [[المعهد الملكي لبريطانيا العظمى|خطاب المؤسسة الملكية]] في العام السابق، حيث افترض أن المادة المقذوفة تتكون من إلكترونات، بينما في دراسته للمذنب مورهاوس كان يفترض أنها تكون [[أيون]]ات.<ref name="durham" />

[[كريستيان بيركلاند|اقترح العالم النرويجي كريستيان بيركلاند]] فكرة أن المادة المقذوفة تتكون من كل من الأيونات والإلكترونات.<ref>{{استشهاد بكتاب
| عنوان = Kristian Birkeland: The First Space Scientist
| الأول = Alv
| مؤلف1 = Egeland
| الأول2 = William J.
| مؤلف2 = Burke
| ناشر = Springer, Dordrecht, The Netherlands
| صفحة = [https://archive.org/details/kristianbirkelan0000egel/page/80 80]
| سنة = 2005
| مسار = https://archive.org/details/kristianbirkelan0000egel
| ISBN = 978-1-4020-3294-3
}}</ref> أظهرت مسوحاته المغناطيسية الأرضية أن النشاط الشفقي لم ينقطع تقريبًا. نظرًا لأن هذه العروض والأنشطة المغنطيسية الأرضية الأخرى كانت تنتج عن جسيمات من الشمس، فقد خلص إلى أن الأرض كانت تتعرض للقصف المستمر بواسطة «أشعة الجسيمات الكهربائية المنبعثة من الشمس».<ref name="meyer-vernet" /> اقترح في عام 1916 أنه «من الناحية الفيزيائية، من المرجح أن تكون الأشعة الشمسية ليست أشعة سالبة أو موجبة بشكل حصري، ولكن من كلا النوعين»؛ بمعنى آخر، تتكون الرياح الشمسية من كل من الإلكترونات السالبة والأيونات الموجبة.<ref>Kristian Birkeland, "Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth's Atmosphere Negative or Positive Rays?" in ''Videnskapsselskapets Skrifter'', I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.</ref> بعد ثلاث سنوات، في عام 1919، [[فريدريك ليندمان ، 1st Viscount Cherwell|اقترح الفيزيائي البريطاني فريدريك ليندمان]] أيضًا أن الشمس تقذف جسيمات من كلا القطبين: البروتونات والإلكترونات.<ref>''Philosophical Magazine'', Series 6, Vol. 38, No. 228, December 1919, 674 (on the Solar Wind)</ref>

في حوالي الثلاثينيات من القرن الماضي، خلص العلماء إلى أن درجة حرارة [[هالة (فضاء)|الهالة الشمسية]] يجب أن تكون مليون درجة [[أندرس سلسيوس|مئوية]] بسبب الطريقة التي امتدت بها إلى الفضاء (كما رأينا خلال [[كسوف الشمس|الكسوف الكلي للشمس]]). [[مطيافية|أكد العمل الطيفي في]] وقت لاحق أن درجة الحرارة غير العادية هذه هي الحالة. في منتصف الخمسينيات من القرن الماضي، قام عالم الرياضيات البريطاني [[سيدني تشابمان (رياضياتي)|سيدني تشابمان]] بحساب خصائص غاز عند درجة حرارة كهذه وقرر أن الإكليل كونه موصلًا رائعًا للحرارة، يجب أن يمتد إلى الفضاء، ما وراء مدار الأرض. في الخمسينيات أيضًا، [[لودفيج بيرمان|أصبح عالم الفلك الألماني لودفيج بيرمان]]<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=لودويج بيرمان|مسار=https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=لودويج_بيرمان&oldid=4450795|صحيفة=ويكيبيديا|تاريخ=2021-01-16}}</ref> مهتمًا بحقيقة أن ذيل [[مذنب|المذنب]] يشير دائمًا بعيدًا عن الشمس، بغض النظر عن الاتجاه الذي يسير فيه المذنب. افترض بيرمان أن هذا يحدث لأن الشمس تصدر تيارًا ثابتًا من الجسيمات التي تدفع ذيل المذنب بعيدًا.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Ludwig Biermann
| عنوان = Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung
| صحيفة = Zeitschrift für Astrophysik
| المجلد = 29
| صفحات = 274
| تاريخ = 1951
| bibcode = 1951ZA.....29..274B
}}</ref> يُنسب الفضل إلى عالم الفلك الألماني [[بول أوزوالد أهنرت|بول أهنرت]] (من قبل ويلفريد شرودر) باعتباره أول من ربط الرياح الشمسية باتجاه ذيل المذنب بناءً على ملاحظات المذنب ويبل فيدكي (1942g).<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Schröder
| الأول = Wilfried
| عنوان = Who first discovered the solar wind?
| تاريخ = 1 December 2008
| صحيفة = Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica
| المجلد = 43
| العدد = 4
| صفحات = 471–472
| DOI = 10.1556/AGeod.43.2008.4.8
}}</ref>

أدرك عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي [[يوجين باركر]] أن الحرارة المتدفقة من الشمس في نموذج تشابمان، وذيل المذنب الذي يهب بعيدًا عن الشمس في فرضية بيرمان، يجب أن يكونا نتيجة نفس الظاهرة التي أطلق عليها اسم «الرياح الشمسية».<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/
| عنوان = THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS
| موقع = Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles
| تاريخ الوصول = 2007-02-07
| الأخير = Christopher T. Russell
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180813043542/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/ | تاريخ أرشيف = 13 أغسطس 2018 }}</ref><ref>{{استشهاد بخبر
| الأخير = Roach
| الأول = John
| عنوان = Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind
| عمل = National Geographic Society
| تاريخ = August 27, 2003
| مسار = http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html
| تاريخ الوصول = 2006-06-13
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20030830010454/http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html
| تاريخ أرشيف = August 30, 2003
}}</ref> في عام 1957، أظهر باركر أنه على الرغم من أن هالة الشمس تنجذب بقوة بواسطة الجاذبية الشمسية، إلا أنها موصل جيد للحرارة لدرجة أنها لا تزال شديدة الحرارة على مسافات كبيرة من الشمس. عندما تضعف الجاذبية الشمسية مع زيادة المسافة من الشمس، فإن الغلاف الجوي الإكليلي الخارجي قادر على الهروب بشكل [[أسرع من الصوت]] إلى الفضاء بين النجوم. كان باركر أيضًا أول شخص لاحظ أن التأثير الضعيف لجاذبية الشمس له نفس التأثير على التدفق [[جريان الموائع|الهيدروديناميكي]] [[فوهة دي لافال|مثل فوهة دي لافال]]، مما أدى إلى الانتقال من [[سرعة الصوت|التدفق دون سرعة الصوت]] إلى التدفق الأسرع من الصوت.<ref name="Parker 1958">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Parker
| الأول = Eugene N.
| bibcode = 1958ApJ...128..664P
| عنوان = Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields
| مسار = https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1958-11_128_3/page/664
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 128
| صفحات = 664–676
| تاريخ = November 1958
| DOI = 10.1086/146579
}}</ref> كانت هناك معارضة قوية لفرضية باركر حول الرياح الشمسية. تم رفض الورقة التي قدمها إلى ''[[المجلة الفيزيائية الفلكية|مجلة الفيزياء الفلكية]]'' في عام 1958 <ref name="Parker 1958" /> من قبل اثنين من المراجعين، قبل قبولها من قبل المحرر [[سابرامانين تشاندراسخار]].<ref>{{استشهاد|عنوان=The martial art of scientific publication|سنة=1997|الأخير=Parker|الأول=E. N.|صحيفة={{Ill-WD2|EOS Transactions|id=Q3055637}}|المجلد=78|صفحات=391|DOI=10.1029/97EO00251|bibcode=1997EOSTr..78..391P}}</ref>

== ملاحظات من الفضاء ==
في يناير 1959، رصدت المركبة الفضائية [[الاتحاد السوفيتي|السوفيتية]] ''[[لونا 1]]'' الرياح الشمسية مباشرة وقاست قوتها، <ref>{{استشهاد بكتاب
| عنوان = Russian Planetary Exploration: History, Development, Legacy and Prospects
| مؤلف1 = Harvey
| الأول = Brian
| مؤلف-وصلة = Brian Harvey (author)
| سنة = 2007
| ناشر = Springer
| صفحة = 26
| ISBN = 978-0-387-46343-8
}}</ref><ref>{{استشهاد ويب
| مسار = https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html
| عنوان = Luna
| موقع = Internet Encyclopedia of Science
| تاريخ الوصول = 2020-10-02
| الأخير = Darling
| الأول = David J.
| مؤلف-وصلة = David J. Darling
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211121231409/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html | تاريخ أرشيف = 21 نوفمبر 2021 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب
| مسار = https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraft/display.action?id=1959-012A
| عنوان = Luna 1
| ناشر = [[ناسا]] NASA Space Science Data Coordinated Archive
| تاريخ الوصول = 2007-08-04
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20201105024736/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraft/display.action?id=1959-012A | تاريخ أرشيف = 5 نوفمبر 2020 }}</ref> باستخدام مصائد الأيونات نصف الكروية. تم التحقق من هذا الاكتشاف، الذي أجراه كونستانتين غرينغاوز، بواسطة ''[[لونا 2|لونا&nbsp;2]]'' ، ''[[لونا 3|لونا&nbsp;3]]'' ، وأبعد قياسات ''[[فينيرا 1|فينيرا&nbsp;1]]'' . بعد ثلاث سنوات، تم إجراء قياس مماثل من قبل الجيوفيزيائية الأمريكية [[مارسيا نيوجباور|مارسيا نوجباور]] والمتعاونين باستخدام ''[[مارينر 2|مارينر&nbsp;2]]'' مركبة فضائية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Neugebauer
| الأول = M.
| مؤلف-وصلة = Marcia Neugebauer
| الأخير2 = Snyder
| الأول2 = C. W.
| عنوان = Solar Plasma Experiment
| صحيفة = Science
| المجلد = 138
| صفحات = 1095–1097
| تاريخ = 1962
| DOI = 10.1126/science.138.3545.1095-a
| PMID = 17772963
| العدد = 3545
| bibcode = 1962Sci...138.1095N
}}</ref>

تم إجراء أول محاكاة رقمية للرياح الشمسية في الهالة الشمسية، بما في ذلك [[حقل مغناطيسي|خطوط المجال المغلقة والمفتوحة]]، بواسطة بنيمان وكوب في عام 1971. تم حل معادلات [[هيدروديناميكا مغناطيسية|الديناميكا المائية المغناطيسية]] [[حالة ثابتة|في حالة ثابتة]] بشكل تكراري بدءًا من التكوين [[ثنائي قطب|ثنائي القطب الأولي.]] <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = G. W. Pneuman
| الأخير2 = R. A. Kopp
| عنوان = Gas-magnetic field interactions in the solar corona
| صحيفة = Solar Physics
| المجلد = 18
| العدد = 2
| صفحات = 258
| تاريخ = 1971
| DOI = 10.1007/BF00145940
| bibcode = 1971SoPh...18..258P
}}</ref>

في عام 1990، [[يوليوس (مسبار فضائي)|''تم إطلاق مسبار أوليسيس'']] لدراسة الرياح الشمسية من خطوط العرض الشمسية العالية. تم إجراء جميع الملاحظات السابقة عند أو بالقرب من مستوى [[فلك البروج|مسير الشمس]] للنظام الشمسي.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/index.html
| عنوان = Solar System Exploration: Missions: By Target: Mars: Present
| موقع = Solar System Exploration
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20080920221334/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/index.html
| تاريخ أرشيف = 2008-09-20
}}</ref>

في أواخر التسعينيات، لاحظت أداة مطياف الأشعة فوق البنفسجية التاجية (UVCS) الموجودة على متن [[سوهو (مسبار شمسي)|المركبة الفضائية SOHO]] منطقة تسارع الرياح الشمسية السريعة المنبثقة من أقطاب الشمس ووجدت أن الرياح تتسارع بشكل أسرع بكثير مما يمكن تفسيره عن طريق التوسع الديناميكي الحراري وحده. توقع نموذج باركر أن الرياح يجب أن تنتقل إلى التدفق الأسرع من الصوت على ارتفاع حوالي أربعة [[نصف قطر شمسي|أنصاف أقطار شمسية]] (حوالي 3,000,000)&nbsp;km) من [[غلاف ضوئي|الفوتوسفير]] (السطح)؛ ولكن يبدو الآن أن الانتقال (أو «النقطة الصوتية») أقل بكثير، ربما نصف قطر شمسي واحد فقط (حوالي 700000&nbsp;km) فوق الغلاف الضوئي، مما يشير إلى أن هناك آلية إضافية تسرع الرياح الشمسية بعيدًا عن الشمس. لا يزال تسارع الريح السريعة غير مفهوم ولا يمكن تفسيره بالكامل من خلال نظرية باركر. ومع ذلك، تم تفصيل تفسير الجاذبية والكهرومغناطيسية لهذا التسارع في ورقة سابقة بواسطة [[هانز ألففين|هانيس ألفين]] [[قائمة الحاصلين على جائزة نوبل في الفيزياء|الحائز على جائزة نوبل في الفيزياء عام]] 1970.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = https://archive.org/download/RotationOfMagnetizedSphereWithApplicationToSolarRadiation/AlfvenH.RemarksOnTheRotationOfAMagnetizedSphereWithApplicationToSolarRadiationarkivForMatematikAstronomiOchFysik28a61942.pdf
| عنوان = Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation
}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Hannes Alfvén
| عنوان = Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation
| صحيفة = Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik
| المجلد = 28A
| العدد = 6
| صفحات = 1–9
| تاريخ = 1942
}}</ref>

[[ستيريو (بعثة فضائية)|تم إطلاق مهمة ستيريو (STEREO)]] في عام 2006 لدراسة الانبعاث الكتلي الإكليلي والهالة الشمسية، باستخدام [[تصوير ثلاثي الأبعاد|التصوير المجسم]] من نظامي تصوير منفصلين على نطاق واسع. حملت كل مركبة فضائية من نوع ستريو مصورين للغلاف الشمسي: كاميرات واسعة النطاق حساسة للغاية قادرة على تصوير الرياح الشمسية نفسها، عن طريق [[تبعثر تومسون|نثر طومسون]] لأشعة الشمس من الإلكترونات الحرة. كشفت أفلام من تجربة ستريو عن الرياح الشمسية بالقرب من مسير الشمس، كتدفق مضطرب واسع النطاق.

{{Multiple image
| align = right
| direction = vertical
| width = 218
| image1 = 
| caption1 = 
| image2 = Solar wind at Voyager 1.png
| caption2 = قطعة أرض تُظهر انخفاضًا كبيرًا في معدل اكتشاف جسيمات الرياح الشمسية بواسطة "فوييجر 1"
}}وصل مسبار ''[[فوياجر 1|فوييجر 1]]'' [[فقاعة الرياح النجمية|إلى نهاية "فقاعة"]] الرياح الشمسية في عام 2012، وفي ذلك الوقت انخفض اكتشاف الرياح الشمسية بشكل حاد. تم إجراء ملاحظة مماثلة بعد ست سنوات من قبل ''[[فوياجر 2|فوييجر&nbsp;2]]'' .

في عام 2018، أطلقت وكالة ناسا ''[[مسبار باركر للشمس|مسبار باركر الشمسي]]'' ، الذي سمي على شرف عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي يوجين باركر، في مهمة لدراسة بنية وديناميكيات الهالة الشمسية، في محاولة لفهم الآليات التي تسبب تسخين الجسيمات وتسريعها مثل الطاقة الشمسية. ريح. خلال مهمته التي تستغرق سبع سنوات، سيقوم المسبار بعمل أربعة وعشرين دورة حول الشمس، ويمر أكثر في الهالة مع [[قبا|الحضيض]] الشمسي لكل مدار، ويمر في النهاية ضمن 0.04 [[وحدة فلكية]] من سطح الشمس. إنها أول مركبة فضائية تابعة لوكالة ناسا تحمل اسم شخص على قيد الحياة، وكان باركر، البالغ من العمر 91 عامًا، متاحًا لمراقبة الإطلاق.<ref name="NYT-20180812-kc">{{استشهاد بخبر
| الأخير = Chang
| الأول = Kenneth
| عنوان = Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to 'Touch the Sun'
| مسار = https://www.nytimes.com/2018/08/11/science/parker-solar-probe-launch.html
| تاريخ = August 12, 2018
| عمل = [[نيويورك تايمز]]
| تاريخ الوصول = August 14, 2018
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211224041603/https://www.nytimes.com/2018/08/11/science/parker-solar-probe-launch.html | تاريخ أرشيف = 24 ديسمبر 2021 }}</ref>

== التسريع ==
بينما اعتمدت النماذج المبكرة للرياح الشمسية بشكل أساسي على [[طاقة حرارية|الطاقة الحرارية]] لتسريع المادة، كان من الواضح بحلول الستينيات أن التسارع الحراري وحده لا يمكن أن يفسر السرعة العالية للرياح الشمسية. مطلوب آلية تسريع إضافية غير معروفة ومن المحتمل أن تكون [[حقل مغناطيسي|مرتبطة بالمجالات المغناطيسية]] في الغلاف الجوي الشمسي.{{بحاجة لمصدر|date=February 2021}}

[[هالة (فضاء)|هالة]] الشمس، أو الطبقة الخارجية الممتدة، هي منطقة من البلازما يتم تسخينها إلى ما يزيد عن [[كلفن|ميغا كلفن]]. نتيجة للتصادمات الحرارية، تمتلك الجسيمات الموجودة داخل الهالة الداخلية نطاقًا وتوزيعًا للسرعات الموصوفة في [[توزيع ماكسويل-بولتزمان|توزيع ماكسويل]]. متوسط سرعة هذه الجسيمات حوالي {{Val|145}} ، وهو أقل بكثير من [[سرعة الإفلات|سرعة الهروب]] الشمسي البالغة {{Val|618}} . ومع ذلك، فإن عددًا قليلاً من الجسيمات يحقق طاقات كافية للوصول إلى السرعة النهائية البالغة {{Val|400}} ، مما يسمح لهم بتغذية الرياح الشمسية. عند نفس درجة الحرارة، تصل الإلكترونات، نظرًا لكتلتها الأصغر بكثير، إلى سرعة الهروب وتبني مجالًا كهربائيًا يزيد من تسريع الأيونات بعيدًا عن الشمس.<ref name="encrenaz">{{استشهاد بكتاب
| الأول = Thérèse
| مؤلف1 = Encrenaz
| مؤلف2 = Bibring, J.-P.
| الأخير3 = Blanc, M.
| تاريخ = 2003
| عنوان = The Solar System
| ناشر = Springer
| ISBN = 978-3-540-00241-3
}}</ref>

يبلغ إجمالي عدد الجسيمات التي تحملها الرياح الشمسية بعيدًا عن الشمس حوالي {{Val|1.3e36}} في الثانية.<ref name="kallenrode">{{استشهاد بكتاب
| الأول = May-Britt
| مؤلف1 = Kallenrode
| تاريخ = 2004
| عنوان = Space Physics: An Introduction to Plasmas and
| مسار = https://archive.org/details/springer_10.1007-978-3-662-09959-9
| ناشر = Springer
| ISBN = 978-3-540-20617-0
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220503180315/https://archive.org/details/springer_10.1007-978-3-662-09959-9 | تاريخ أرشيف = 3 مايو 2022 }}</ref> وبالتالي، فإن إجمالي خسارة الكتلة كل عام حوالي {{Val|2|-|3}} [[كتلة شمسية]]، <ref>{{استشهاد بكتاب
| الأول = Bradley W.
| مؤلف1 = Carroll
| مؤلف2 = Ostlie, Dale A.
| تاريخ = 1995
| عنوان = An Introduction to Modern Astrophysics
| طبعة = revised 2nd
| ناشر = Benjamin Cummings
| ISBN = 978-0-201-54730-6
| صفحة = 409
}}</ref> أو حوالي 1.3 - 1.9 مليون طن في الثانية. هذا يعادل خسارة كتلة تساوي الأرض كل 150&nbsp;ملايين السنوات.<ref>{{استشهاد بكتاب
| الأول = Carolus J.
| مؤلف1 = Schrijver
| مؤلف2 = Zwaan, Cornelis
| تاريخ = 2000
| عنوان = Solar and stellar magnetic activity
| وصلة = https://archive.org/details/solarstellarmagn0000schr
| ناشر = Cambridge University Press
| ISBN = 978-0-521-58286-5
}}</ref> ومع ذلك، منذ تكوين الشمس، فقد حوالي 0.01 ٪ فقط من كتلتها الأولية من خلال الرياح الشمسية.<ref name="meyer-vernet" /> النجوم الأخرى لديها [[ريح نجمي|رياح نجمية]] أقوى بكثير مما يؤدي إلى ارتفاع معدلات فقدان الكتلة بشكل ملحوظ.

== الخصائص والهيكل ==
[[ملف:52706main_hstorion_lg.jpg|تصغير|يُعتقد أن هذا يُظهر الرياح الشمسية من النجم LL Orionis تولد [[انحناء صدمي|صدمة القوس]] (القوس اللامع)]]

=== رياح شمسية سريعة وبطيئة ===
لوحظ وجود الرياح الشمسية في حالتين أساسيتين، تسمى الرياح الشمسية البطيئة والرياح الشمسية السريعة، على الرغم من أن الاختلافات بينهما تمتد إلى ما هو أبعد من سرعاتهما. في الفضاء القريب من الأرض، لوحظ أن سرعة الرياح الشمسية البطيئة {{Val|300|-|500}} ، درجة حرارة ~ 100&nbsp;عضو الكنيست وتركيبة قريبة من [[هالة (فضاء)|الهالة]]. على النقيض من ذلك، فإن سرعة الرياح الشمسية السريعة نموذجية تبلغ {{Val|750}} ، درجة حرارة 800 MK وهي تتطابق تقريبًا مع تركيبة [[غلاف ضوئي|الغلاف الضوئي للشمس]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Geiss
| الأول = J.
| الأخير2 = Gloeckler
| الأول2 = G.
| الأخير3 = Steiger
| الأول3 = R. Von
| عنوان = Origin of the solar wind from composition data
| صحيفة = Space Science Reviews
| لغة = en
| المجلد = 72
| العدد = 1–2
| صفحات = 49–60
| DOI = 10.1007/BF00768753
| issn = 0038-6308
| bibcode = 1995SSRv...72...49G
| سنة = 1995
}}</ref> الرياح الشمسية البطيئة هي ضعف كثافتها وأكثر تقلبًا في طبيعتها من الرياح الشمسية السريعة.<ref name="kallenrode" /><ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm
| عنوان = Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona
| تاريخ = June 3, 1999
| موقع = The Solar Probe
| ناشر = NASA/Marshall Space Flight Center
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20080610125820/http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm <!-- Bot retrieved archive -->
| تاريخ أرشيف = 2008-06-10
| تاريخ الوصول = 2008-05-07
| الأخير = Suess
| الأول = Steve
}}</ref>

يبدو أن الرياح الشمسية البطيئة تنشأ من منطقة حول الحزام الاستوائي للشمس تُعرف باسم «الحزام المتدفق»، حيث يتم إنتاج اللافتات الإكليلية عن طريق التدفق المغناطيسي المفتوح على الغلاف الشمسي الملتف على حلقات مغناطيسية مغلقة. لا تزال الهياكل الإكليلية المتضمنة في تكوين الرياح الشمسية البطيئة والطريقة التي يتم بها إطلاق المادة قيد المناقشة.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.esa.int/esaSC/SEMJQK5QGEF_index_0.html
| عنوان = Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares
| تاريخ = April 2, 2008
| ناشر = ESA
| تاريخ الوصول = 2008-05-07
| الأخير = Harra
| الأول = Louise
| الأخير2 = Milligan, Ryan
| الأخير3 = Fleck, Bernhard
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20120624015811/http://www.esa.int/esaSC/SEMJQK5QGEF_index_0.html | تاريخ أرشيف = 24 يونيو 2012 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Antiochos
| عنوان = A Model for the Sources of the Slow Solar Wind
| arxiv = 1102.3704
| issn = 0004-637X
| DOI = 10.1088/0004-637X/731/2/112
| صفحات = 112
| العدد = 2
| المجلد = 731
| لغة = en
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| تاريخ = 2011-01-01
| الأول = S. K.
| الأول5 = J. A.
| الأخير5 = Linker
| الأول4 = R.
| الأخير4 = Lionello
| الأول3 = V. S.
| الأخير3 = Titov
| الأول2 = Z.
| الأخير2 = Mikić
| bibcode = 2011ApJ...731..112A
}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Fisk
| الأول = L. A.
| تاريخ = 2003-04-01
| عنوان = Acceleration of the solar wind as a result of the reconnection of open magnetic flux with coronal loops
| صحيفة = Journal of Geophysical Research: Space Physics
| لغة = en
| المجلد = 108
| العدد = A4
| صفحات = 1157
| DOI = 10.1029/2002JA009284
| issn = 2156-2202
| bibcode = 2003JGRA..108.1157F
| مسار = https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/87652/2/287_1.pdf
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211122004655/https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/handle/2027.42/87652/287_1.pdf?sequence=2 | تاريخ أرشيف = 22 نوفمبر 2021 }}</ref> أظهرت ملاحظات الشمس بين عامي 1996 و 2001 أن انبعاث الرياح الشمسية البطيئة حدث عند خطوط عرض تصل إلى 30-35 درجة خلال [[دورة الشمس الدنيا|الحد الأدنى للشمس]] (فترة النشاط الشمسي الأدنى)، ثم امتد نحو القطبين مع اقتراب الدورة الشمسية من الحد الأقصى. عند [[ذروة شمسية|الحد الأقصى للطاقة الشمسية]]، كان القطبان ينبعثان أيضًا من رياح شمسية بطيئة.<ref name="McComas 1517" />

تنبع الرياح الشمسية السريعة من [[ثقب تاجي|الثقوب الإكليلية]]، <ref>Zirker, J. B. (1977), Coronal holes and high‐speed wind streams, ''Reviews of Geophysics'', ''15''(3), 257–269</ref> وهي مناطق تشبه القمع لخطوط المجال المفتوح في [[حقل مغناطيسي|المجال المغناطيسي]] للشمس.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Hassler
| صحيفة = Science
| PMID = 9933156
| DOI = 10.1126/science.283.5403.810
| صفحات = 810–813
| العدد = 5403
| المجلد = 283
| تاريخ = 1999
| عنوان = Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network
| الأول = Donald M.
| الأخير8 = Wilhelm, Klaus
| الأخير7 = Vial, Jean-Claude
| الأخير6 = Mason, Helen E.
| الأخير5 = Curdt, Werner
| الأخير4 = Brekke, Pål
| الأخير3 = Lemaire, Philippe
| الأخير2 = Dammasch, Ingolf E.
| bibcode = 1999Sci...283..810H
}}</ref> تنتشر مثل هذه الخطوط المفتوحة بشكل خاص حول الأقطاب المغناطيسية للشمس. مصدر البلازما هو حقول مغناطيسية صغيرة تم إنشاؤها بواسطة [[حمل حراري في الغلاف الجوي|خلايا الحمل الحراري]] في الغلاف الجوي الشمسي. تحصر هذه الحقول البلازما وتنقلها إلى الأعناق الضيقة للممرات التاجية، والتي تقع فقط 20.000&nbsp;كم فوق الفوتوسفير. يتم إطلاق البلازما في القمع عندما تعيد خطوط المجال المغناطيسي هذه الاتصال.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Marsch
| الأول = Eckart
| الأخير2 = Tu, Chuanyi
| تاريخ = April 22, 2005
| مسار = http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36998
| عنوان = Solar Wind Origin in Coronal Funnels
| صحيفة = ESA
| المجلد = 308
| العدد = 5721
| صفحات = 519–23
| DOI = 10.1126/science.1109447
| PMID = 15845846
| bibcode = 2005Sci...308..519T
| تاريخ الوصول = 2008-05-06
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130115194424/http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36998 | تاريخ أرشيف = 15 يناير 2013 }}</ref>

=== ضغط ===
تمارس الرياح ضغطًا عند {{Val|1}}عادةً ما يكون {{Val|1}} {{Val|1|-|6}} ({{Val|1|-|6}})، <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Shue
| الأول = J. H.
| عنوان = Magnetopause location under extreme solar wind conditions
| صحيفة = Journal of Geophysical Research
| تاريخ = 1998
| المجلد = 103
| العدد = A8
| صفحات = 17,691–17,700
| bibcode = 1998JGR...10317691S
| DOI = 10.1029/98JA01103
}}</ref> على الرغم من أنه يمكن أن يختلف بسهولة خارج هذا النطاق.

[[ضغط الدفع]] هو [[دالة]] لسرعة الرياح وكثافتها. الصيغة

: <math>P = m_p \cdot n \cdot V^2 = 1.6726 \times 10^{-6} \cdot n \cdot V^2</math>

حيث m <sub>p</sub> هي [[بروتون|كتلة البروتون]]، والضغط P في nPa (النانوباسكال)، و n هي الكثافة في الجسيمات / سم <sup>3</sup> و V هي السرعة بالكيلومتر / ثانية للرياح الشمسية.<ref>{{استشهاد بكتاب
| عنوان = Plasma Physics: An Introductory Course
| مؤلف1 = Dendy
| الأول = Richard
| ناشر = Cambridge University Press
| سنة = 1995
| ISBN = 9780521484527
| صفحات = 234
}}</ref>

=== طرد الكتلة التاجية ===

يمكن مقاطعة كل من الرياح الشمسية السريعة والبطيئة عن طريق رشقات كبيرة وسريعة الحركة من البلازما تسمى [[انبعاث كتلي إكليلي|القذف الكتلي الإكليلي]] أو طرد الكتلة التاجية (CME). يحدث طرد الكتلة التاجية بسبب إطلاق الطاقة المغناطيسية في الشمس. غالبًا ما يطلق على الكتل الصغيرة والمتوسطة الحجم اسم «العواصف الشمسية» أو «العواصف الفضائية» في وسائل الإعلام الشعبية. ترتبط أحيانًا، ولكن ليس دائمًا، [[انفجار شمسي|بالتوهجات الشمسية]]، والتي تعد مظهرًا آخر من مظاهر إطلاق الطاقة المغناطيسية عند الشمس. تسبب طرد الكتلة التاجية في موجات صدمة في البلازما الرقيقة للغلاف الشمسي، مطلقة [[موجة|موجات]] كهرومغناطيسية وجسيمات متسارعة (معظمها [[بروتون]]ات [[إلكترون|وإلكترونات]]) لتشكيل وابل من [[إشعاع مؤين|الإشعاع المؤين]] الذي يسبق طرد الكتلة التاجية.{{بحاجة لمصدر|date=February 2021}}

عندما يؤثر طرد الكتلة التاجية على الغلاف المغناطيسي للأرض، فإنه يشوه بشكل مؤقت [[حقل مغناطيسي|المجال المغناطيسي للأرض]]، ويغير اتجاه [[بوصلة|إبر البوصلة]] ويحدث تيارات أرضية كهربائية كبيرة في الأرض نفسها؛ هذه تسمى [[عاصفة جيومغناطيسية|عاصفة مغنطيسية]] أرضية وهي ظاهرة عالمية. يمكن أن تؤدي تأثيرات طرد الكتلة التاجية إلى [[إعادة الاتصال المغناطيسي]] في [[غلاف مغناطيسي|الذيل المغناطيسي]] للأرض (جانب منتصف الليل من الغلاف المغناطيسي)؛ يؤدي هذا إلى إطلاق البروتونات والإلكترونات إلى أسفل نحو الغلاف الجوي للأرض، حيث يشكلون [[شفق قطبي|الشفق القطبي]].
[[ملف:Magnificent_CME_Erupts_on_the_Sun_-_August_31.jpg|تصغير|اندلع طرد الكتلة التاجية من شمس الأرض]]
ليست الكتل الإكليلية المقذوفة السبب الوحيد [[طقس فضائي|لطقس الفضاء]]. من المعروف أن البقع المختلفة على الشمس تؤدي إلى اختلاف سرعات وكثافة الرياح اختلافًا طفيفًا حسب الظروف المحلية. بشكل منفصل، كل من تيارات الرياح المختلفة هذه ستشكل دوامة بزاوية مختلفة قليلاً، مع تيارات سريعة الحركة تتحرك بشكل مباشر أكثر وتيارات بطيئة الحركة تلتف أكثر حول الشمس. تميل التيارات سريعة الحركة إلى تجاوز التيارات البطيئة التي تنشأ [[غرب|باتجاه الغرب]] منها على الشمس، وتشكل مناطق تفاعل مضطربة ذات دوران مشترك تؤدي إلى ظهور حركات موجية وجسيمات متسارعة، وتؤثر على الغلاف المغناطيسي للأرض بنفس الطريقة التي تؤثر بها، ولكن بلطف أكثر منها. طرد الكتلة التاجية .

== تأثيرات النظام الشمسي ==
{{مفصلة|مناخ الفضاء}}على مدار عمر الشمس، أدى تفاعل طبقات سطحها مع الرياح الشمسية الهاربة إلى تقليل معدل دوران سطحها بشكل كبير.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Endal
| الأول = A. S.
| الأخير2 = Sofia, S.
| عنوان = Rotation in solar-type stars. I - Evolutionary models for the spin-down of the Sun
| صحيفة = Astrophysical Journal, Part 1
| تاريخ = 1981
| المجلد = 243
| صفحات = 625–640
| bibcode = 1981ApJ...243..625E
| DOI = 10.1086/158628
}}</ref> تعتبر الرياح مسؤولة عن ذيول المذنبات، إلى جانب إشعاع الشمس.<ref>{{استشهاد بكتاب
| مؤلف1 = Robin Kerrod
| عنوان = Asteroids, Comets, and Meteors
| مسار = https://archive.org/details/asteroidscometsm00robi
| ناشر = Lerner Publications, Co.
| تاريخ = 2000
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200731043637/https://archive.org/details/asteroidscometsm00robi | تاريخ أرشيف = 31 يوليو 2020 }}</ref> تساهم الرياح الشمسية في تقلبات [[موجة راديو|الموجات الراديوية]] [[سماء|السماوية]] الملاحظة على الأرض، من خلال تأثير يسمى [[تألق راديوي|التلألؤ بين الكواكب]].<ref name="scint">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Jokipii, J.R.
| عنوان = Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma
| صحيفة = Annual Review of Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 11
| العدد = 1
| صفحات = 1–28
| تاريخ = 1973
| DOI = 10.1146/annurev.aa.11.090173.000245
| bibcode = 1973ARA&A..11....1J
}}</ref>

=== الغلاف المغناطيسي ===
{{مفصلة|الغلاف المغناطيسي}}عندما تتقاطع الرياح الشمسية مع كوكب به [[حقل مغناطيسي|مجال مغناطيسي]] متطور (مثل الأرض أو المشتري أو زحل)، تنحرف الجسيمات [[قوة لورنتس|بقوة لورنتز]]. هذه المنطقة، المعروفة باسم [[غلاف مغناطيسي|الغلاف المغناطيسي]]، تجعل الجسيمات تنتقل حول الكوكب بدلاً من قصف الغلاف الجوي أو السطح. يتشكل الغلاف المغناطيسي تقريبًا مثل [[كرة|نصف الكرة الأرضية]] على الجانب المواجه للشمس، ثم يتم سحبه في أعقاب طويل على الجانب الآخر. تسمى حدود هذه المنطقة [[فاصل مغناطيسي|بالإيقاف المغناطيسي]]، وبعض الجسيمات قادرة على اختراق الغلاف المغناطيسي عبر هذه المنطقة عن طريق إعادة الاتصال الجزئي لخطوط المجال المغناطيسي.<ref name="encrenaz" />
[[ملف:Heliospheric-current-sheet.gif|تصغير|250x250بك|[[تيار الغلاف الشمسي الدوري|تنتج ورقة تيار الغلاف الشمسي]] عن تأثير المجال المغناطيسي الدوار للشمس على البلازما في الرياح الشمسية]]
[[ملف:Structure_of_the_magnetosphere_LanguageSwitch.svg|لغة=en|تصغير|رسم تخطيطي [[غلاف مغناطيسي|للغلاف المغناطيسي للأرض]] . تتدفق الرياح الشمسية من اليسار إلى اليمين.]]
[[ملف:Solar_Wind_and_Earth's_magnetic_field.png|تصغير|قسم الظهيرة من الغلاف المغناطيسي]]
الرياح الشمسية مسؤولة عن الشكل العام للغلاف المغناطيسي للأرض. تؤثر التقلبات في سرعتها وكثافتها واتجاهها [[حقل مغناطيسي بين كوكبي|ومجالها المغناطيسي]] بقوة على بيئة الفضاء المحلية للأرض. على سبيل المثال، يمكن أن تختلف مستويات الإشعاع المؤين والتداخل اللاسلكي حسب عوامل تتراوح من مئات إلى آلاف ؛ ويمكن أن يتغير شكل وموقع انقطاع المغنطيسي [[موجة صادمة|وموجة الصدمة]] المنحنية في المنبع من خلال العديد من أنصاف الأقطار الأرضية ، مما يعرض [[مدار أرضي جغرافي متزامن|الأقمار الصناعية المتزامنة مع الأرض]] للرياح الشمسية المباشرة. تسمى هذه الظواهر مجتمعة [[طقس فضائي|بطقس الفضاء]].

من [[المجموعة الثانية (مركبة فضائية)|مهمة الكتلة]] [[وكالة الفضاء الأوروبية|التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية]]، أجريت دراسة جديدة تقترح أنه من الأسهل للرياح الشمسية أن تتسلل إلى الغلاف المغناطيسي مما كان يُعتقد سابقًا. لاحظت مجموعة من العلماء بشكل مباشر وجود موجات معينة في الرياح الشمسية لم تكن متوقعة. أظهرت دراسة حديثة أن هذه الموجات تمكن الجسيمات المشحونة الواردة من الرياح الشمسية من اختراق نقطة التوقف المغناطيسية. يشير هذا إلى أن الفقاعة المغناطيسية تتشكل كمرشح أكثر من كونها حاجزًا مستمرًا. حدث هذا الاكتشاف الأخير من خلال الترتيب المميز للمركبات الفضائية العنقودية الأربعة المتطابقة ، والتي تطير في تكوين محكوم عبر الفضاء القريب من الأرض. أثناء انتقالهم من الغلاف المغناطيسي إلى الفضاء بين الكواكب والعودة مرة أخرى ، يقدم الأسطول رؤى استثنائية ثلاثية الأبعاد حول الظواهر التي تربط الشمس بالأرض.

وصف البحث التباينات في تكوين [[حقل مغناطيسي بين كوكبي|المجال المغناطيسي بين الكواكب]] (IMF) التي تأثرت بشكل كبير [[عدم استقرار كلفن-هيلمهولتز|بعدم استقرار كلفن-هيلمهولتز]] (الذي يحدث عند السطح البيني بين سائلين) نتيجة للاختلافات في السماكة والعديد من الخصائص الأخرى للطبقة الحدودية. يعتقد الخبراء أن هذه كانت المرة الأولى التي يتم فيها عرض ظهور موجات كلفن-هيلمهولتز عند نقطة التوقف المغناطيسية عند خط العرض العالي في اتجاه هبوطي لصندوق النقد الدولي. تُرى هذه الموجات في أماكن غير متوقعة تحت ظروف الرياح الشمسية التي كان يُعتقد سابقًا أنها غير مرغوبة لجيلها. تُظهر هذه الاكتشافات كيف يمكن للجسيمات الشمسية اختراق الغلاف المغناطيسي للأرض في ظل ظروف محددة من صندوق النقد الدولي. النتائج ذات صلة أيضًا بدراسات تقدم الغلاف المغناطيسي حول الأجسام الكوكبية الأخرى. تقترح هذه الدراسة أن موجات كلفن-هيلمهولتز يمكن أن تكون أداة شائعة إلى حد ما ، وربما ثابتة ، لدخول الرياح الشمسية إلى الأغلفة المغناطيسية الأرضية في ظل توجهات مختلفة من صندوق النقد الدولي.<ref>NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind, NASA, Greenbelt, 2012, p.1</ref>

=== الأجواء ===
تؤثر الرياح الشمسية على [[أشعة كونية|الأشعة الكونية]] الأخرى الواردة التي تتفاعل مع الغلاف الجوي للكواكب. علاوة على ذلك ، فإن الكواكب ذات الغلاف المغناطيسي الضعيف أو غير الموجود تخضع للتعرية الجوية بفعل الرياح الشمسية.

[[الزهرة|كوكب الزهرة]]، أقرب الكواكب والأكثر تشابهًا مع الأرض ، له غلاف جوي أكثر كثافة 100 مرة ، مع وجود مجال مغناطيسي جغرافي ضئيل أو معدوم. اكتشفت المسابير الفضائية ذيلًا يشبه المذنب يمتد إلى مدار الأرض.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Grünwaldt H
| إظهار المؤلفين = etal
| تاريخ = 1997
| عنوان = Venus tail ray observation near Earth
| صحيفة = Geophysical Research Letters
| المجلد = 24
| العدد = 10
| صفحات = 163–1166
| مسار = https://scholar.google.com/scholar?num=100&hl=en&lr=&safe=active&cluster=13741676747552292586
| DOI = 10.1029/97GL01159
| bibcode = 1997GeoRL..24.1163G
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211121231358/https://scholar.google.com/scholar?num=100&hl=en&lr=&safe=active&cluster=13741676747552292586 | تاريخ أرشيف = 21 نوفمبر 2021 }}</ref>

الأرض نفسها محمية إلى حد كبير من الرياح الشمسية من خلال [[مغناطيسية أرضية|مجالها المغناطيسي]]، الذي يحرف معظم الجسيمات المشحونة ؛ ومع ذلك ، فإن بعض الجسيمات المشحونة محاصرة في [[حزام فان آلن الإشعاعي|حزام إشعاع فان آلن]]. يتمكن عدد أقل من الجسيمات من الرياح الشمسية من السفر ، كما لو كان على خط نقل الطاقة الكهرومغناطيسية ، إلى الغلاف الجوي العلوي للأرض والغلاف الجوي [[غلاف أيوني|المتأين]] في المناطق الشفقية. المرة الوحيدة التي يمكن فيها رؤية الرياح الشمسية على الأرض هي عندما تكون قوية بما يكفي لإنتاج ظواهر مثل [[شفق قطبي|الشفق القطبي]] [[عاصفة جيومغناطيسية|والعواصف المغناطيسية الأرضية]]. تقوم الشفق القطبي الساطع بتسخين الغلاف الجوي المتأين بقوة ، مما يتسبب في تمدد بلازماه في الغلاف المغناطيسي ، مما يزيد من حجم [[الغلاف الأرضي]] للبلازما ويحقن مادة الغلاف الجوي في الرياح الشمسية. [[عاصفة جيومغناطيسية|تنتج العواصف المغنطيسية الأرضية]] عندما يكون ضغط البلازما الموجود داخل الغلاف المغناطيسي كبيرًا بدرجة كافية لتضخم وبالتالي تشوه المجال المغنطيسي الأرضي.

على الرغم من أن [[المريخ]] أكبر من عطارد وأربعة أضعاف عن الشمس ، يُعتقد أن الرياح الشمسية قد جردت ما يصل إلى ثلث غلافه الجوي الأصلي ، تاركة طبقة 1/100 كثيفة مثل طبقة الأرض. يُعتقد أن آلية هذا التجريد في الغلاف الجوي هي الغاز الذي تم التقاطه في فقاعات المجال المغناطيسي ، والتي تمزقها الرياح الشمسية.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://archive.cosmosmagazine.com/news/solar-wind-ripping-chunks-mars/
| عنوان = Solar wind ripping chunks off Mars -
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160304072916/http://archive.cosmosmagazine.com/news/solar-wind-ripping-chunks-mars/
| تاريخ أرشيف = 2016-03-04
}}</ref> في عام 2015، قامت بعثة ناسا للغلاف الجوي والتطور المتقلب ([[مافن (مسبار)|مسبار مافن]]) بقياس معدل تجريد الغلاف الجوي الناجم عن المجال المغناطيسي الذي تحمله الرياح الشمسية أثناء تدفقها عبر المريخ ، مما يولد مجالًا كهربائيًا ، مثل التوربينات الموجودة على الأرض. لتوليد الكهرباء. يعمل هذا المجال الكهربائي على تسريع ذرات الغاز المشحونة كهربائيًا ، والتي تسمى الأيونات ، في الغلاف الجوي العلوي للمريخ ويطلقها في الفضاء.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.nasa.gov/press-release/nasa-mission-reveals-speed-of-solar-wind-stripping-martian-atmosphere
| عنوان = NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere
| تاريخ = 2015-11-05
| موقع = Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) mission
| تاريخ الوصول = 2015-11-05
| الأخير = NASA
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211221030116/https://www.nasa.gov/press-release/nasa-mission-reveals-speed-of-solar-wind-stripping-martian-atmosphere/ | تاريخ أرشيف = 21 ديسمبر 2021 }}</ref> قامت مهمة مافن بقياس معدل الانزلاق في الغلاف الجوي بنحو 100 جرام (≈1 / 4 رطل) في الثانية.<ref name="MAVEN-tweet">{{استشهاد بتغريدة
| مستخدم = MAVEN2Mars
| رقم = 662377165426585603
| تاريخ = November 5, 2015
}}</ref>

=== الأقمار والأسطح الكوكبية ===
[[ملف:Aldrin_Next_to_Solar_Wind_Experiment_-_GPN-2000-001211.jpg|تصغير|تجربة أبولو [[تجربة تكوين الرياح الشمسية|SWC]]]]
[[ملف:AS11-40-5916.jpg|تصغير|تجربة أبولو لتكوين الرياح الشمسية على سطح القمر]]
[[عطارد]]، أقرب كوكب إلى الشمس ، يتحمل العبء الأكبر من الرياح الشمسية ، وبما أن غلافه الجوي أثري وعابر ، فإن سطحه يغمره الإشعاع.

يمتلك الزئبق مجالًا مغناطيسيًا جوهريًا ، لذلك في ظل ظروف الرياح الشمسية العادية ، لا تستطيع الرياح الشمسية اختراق غلافها المغناطيسي ولا تصل الجسيمات إلا إلى السطح في مناطق الحافة. ومع ذلك ، أثناء عمليات القذف الكتلي الإكليلي ، قد يتم الضغط على التوقف المغناطيسي على سطح الكوكب ، وفي ظل هذه الظروف ، قد تتفاعل الرياح الشمسية بحرية مع سطح الكوكب.

[[القمر|لا يحتوي قمر]] الأرض على غلاف جوي أو [[غلاف مغناطيسي|مجال مغناطيسي]] جوهري ، وبالتالي فإن سطحه يتعرض للقصف بالرياح الشمسية الكاملة. في [[برنامج أبولو|البعثات مشروع أبولو]] نشرت جامعي الألومنيوم السلبية في محاولة لأخذ عينات من الرياح الشمسية، وأكدت تربة القمر عاد للدراسة أن القمر [[حطام صخري|ثرى]] وأثرى في الأنوية الذرية المودعة من الرياح الشمسية. قد تكون هذه العناصر [[الموارد القمرية|موارد مفيدة]] [[استيطان القمر|للمستعمرات القمرية في]] المستقبل.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Starukhina
| الأول = L. V.
| DOI = 10.1016/j.asr.2005.04.033
| عنوان = Polar regions of the moon as a potential repository of solar-wind-implanted gases
| صحيفة = Advances in Space Research
| المجلد = 37
| العدد = 1
| صفحات = 50–58
| سنة = 2006
| bibcode = 2006AdSpR..37...50S
}}</ref>

== الحدود الخارجية ==
{{مفصلة|الغلاف الشمسي}}الرياح الشمسية «تهب فقاعة» في [[وسط بين نجمي|الوسط النجمي]] (الهيدروجين المخلخل وغاز الهليوم الذي يتخلل المجرة). تُعرف النقطة التي لم تعد فيها قوة الرياح الشمسية كبيرة بما يكفي لدفع الوسط النجمي للخلف باسم [[غلاف شمسي|الغلاف الشمسي]] وغالبًا ما تُعتبر الحدود الخارجية للنظام الشمسي. المسافة إلى الغلاف الشمسي غير معروفة بدقة وربما تعتمد على السرعة الحالية للرياح الشمسية والكثافة المحلية للوسط النجمي ، لكنها بعيدة جدًا عن مدار [[بلوتو]]. يأمل العلماء في الحصول على منظور حول الغلاف الشمسي من البيانات التي تم الحصول عليها من خلال مهمة [[مستكشف الحدود بين النجمية]] (IBEX)، التي تم إطلاقها في أكتوبر 2008.

يُشار إلى نهاية الغلاف الشمسي كإحدى الطرق التي تحدد مدى النظام الشمسي ، جنبًا إلى جنب مع [[حزام كايبر]]، وأخيراً نصف القطر الذي يتطابق فيه تأثير جاذبية الشمس مع النجوم الأخرى.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = https://svs.gsfc.nasa.gov/12639
| عنوان = GMS: Where is the Edge of the Solar System?
| تاريخ = September 5, 2017
| موقع = svs.gsfc.nasa.gov
| تاريخ الوصول = 2019-09-22
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211216043038/https://svs.gsfc.nasa.gov/12639 | تاريخ أرشيف = 16 ديسمبر 2021 }}</ref> قُدِّر الحد الأقصى لهذا التأثير بما يتراوح بين 50000 وحدة فلكية وسنتين ضوئيتين ، مقارنةً بحافة الغلاف الشمسي (الحافة الخارجية للغلاف الشمسي)، والتي تم اكتشافها لإنهاء حوالي 120 وحدة فلكية بواسطة المركبة الفضائية ''فوييجر 1.'' <ref name="voyager.jpl.nasa.gov">{{استشهاد ويب
| مسار = https://voyager.jpl.nasa.gov/frequently-asked-questions/
| عنوان = Voyager - Frequently Asked Questions
| موقع = voyager.jpl.nasa.gov
| لغة = en
| تاريخ الوصول = 2019-09-22
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211220072343/https://voyager.jpl.nasa.gov/frequently-asked-questions/ | تاريخ أرشيف = 20 ديسمبر 2021 }}</ref>

''[[فوياجر 2|عبرت المركبة الفضائية فوييجر 2]]'' الصدمة أكثر من خمس مرات بين 30 أغسطس و 10 ديسمبر 2007.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager-20071210.html
| عنوان = NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211125030815/https://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager-20071210.html | تاريخ أرشيف = 25 نوفمبر 2021 }}</ref> ''عبرت فوييجر 2'' الصدمة بحوالي [[قيم أسية (طول)|Tm]] أقرب إلى الشمس من مسافة 13.5 Tm حيث ''[[فوياجر 1|تعرضت فوييجر 1]]'' لصدمة الإنهاء.<ref>{{استشهاد بخبر
| تاريخ = December 11, 2016
| عنوان = Voyager 2 finds solar system's shape is 'dented'
| عمل = Reuters
| مسار = https://www.reuters.com/article/us-space-voyager-idUSN1044867120071211
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210429024612/https://www.reuters.com/article/us-space-voyager-idUSN1044867120071211 | تاريخ أرشيف = 29 أبريل 2021 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://edition.cnn.com/2003/TECH/space/11/05/voyager.solar.boundary/
| عنوان = Spacecraft reaches edge of solar system - Nov. 5, 2003
| ناشر = CNN
| الأخير = Tobin
| الأول = Kate
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210509113354/https://edition.cnn.com/2003/TECH/space/11/05/voyager.solar.boundary/ | تاريخ أرشيف = 9 مايو 2021 }}</ref> تحركت المركبة الفضائية إلى الخارج من خلال صدمة النهاية إلى [[غلاف شمسي|الغلاف الشمسي]] وإلى الأمام باتجاه [[وسط بين نجمي|الوسط بين النجوم]].

== أحداث بارزة ==

* من 10 مايو إلى 12 مايو 1999، [[مستكشف التكوين المتقدم|لاحظ مستكشف التكوين المتقدم]] (ACE) [[الرياح (مركبة فضائية)|التابع لناسا ومركبة WIND]] الفضائية انخفاضًا بنسبة 98 ٪ في كثافة الرياح الشمسية. سمح هذا للإلكترونات النشطة من الشمس بالتدفق إلى الأرض في حزم ضيقة تعرف باسم «[[ستراهل (علم الفلك)|سترال]]»، مما تسبب في حدث «مطر قطبي» غير عادي للغاية ، حيث [[شفق قطبي|ظهر شفق]] قطبي مرئي فوق القطب الشمالي. بالإضافة إلى ذلك ، زاد الغلاف المغناطيسي للأرض إلى ما بين 5 و 6 أضعاف حجمه الطبيعي.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast13dec99_1/
| عنوان = The Day the Solar Wind Disappeared
| تاريخ = December 13, 1999
| ناشر = NASA Science
| تاريخ الوصول = October 5, 2010
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211122004707/https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast13dec99_1 | تاريخ أرشيف = 22 نوفمبر 2021 }}</ref>
* في 13 ديسمبر 2010، ''[[فوياجر 1|حددت فوييجر 1]]'' أن سرعة الرياح الشمسية في موقعها {{حول|10.8|e9mi|e9km}} من الأرض تباطأ إلى الصفر. "لقد وصلنا إلى النقطة التي لم تعد فيها الرياح القادمة من الشمس ، والتي كانت دائمًا تتحرك إلى الخارج حتى الآن ، تتحرك للخارج ؛ إنها تتحرك فقط بشكل جانبي بحيث يمكن أن ينتهي بها الأمر إلى أسفل ذيل الغلاف الشمسي ، والذي قال إدوارد ستون ، عالم مشروع فوييجر:<ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان = Voyager Near Solar System Edge
| ناشر = BBC
| مسار = https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-11988466
| تاريخ = December 13, 2010
| تاريخ الوصول = December 14, 2010
| عمل = BBC News
| الأخير = Amos
| الأول = Jonathan
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211122034204/https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-11988466 | تاريخ أرشيف = 22 نوفمبر 2021 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/dec/HQ_10-334_Voyager_Voyages.html
| عنوان = NASA Probe Sees Solar Wind Decline En Route To Interstellar Space
| تاريخ = December 13, 2010
| ناشر = NASA
| تاريخ الوصول = December 14, 2010
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20211119182451/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/dec/HQ_10-334_Voyager_Voyages.html | تاريخ أرشيف = 19 نوفمبر 2021 }}</ref>

[[ملف:Transitional_regions.jpg|تصغير|رسم بياني يوضح المناطق الخارجية للغلاف الشمسي بناءً على نتائج المركبة الفضائية فوييجر]]

== انظر أيضًا ==
* [[ريح نجمي]].
* [[انبعاث كتلي إكليلي|لفظ كتلي إكليلي]].
* [[انفجار شمسي]].
* [[طقس فضائي]].
* [[:en:Active region|منطقة نشطة]].
* [[:en:Deep Space Climate Observatory|مرصد المناخ السحيق]].
* [[:en:Dyson–Harrop satellite|القمر الصناعي دايسون– هاروب]].
* [[:en:Electric sail|شراع كهربائي]].
* [[تيار الغلاف الشمسي الدوري|ورقة تيار الغلاف الشمسي]].
* [[:en:Helium focusing cone|الهيليوم يركز المخروط]].
* [[:en:Interplanetary medium|وسط بين الكواكب]].
* [[:en:List of plasma physics articles|قائمة مقالات فيزياء البلازما]].
* [[:en:Parker Solar Probe|باركر سولار بروب]].
* [[:en:Plasmasphere|البلازما سفير]].
* [[:en:Solar cycle|دورة شمسية]].
* [[شراع شمسي|الشراع الشمسي]].
* [[:en:Solar Wind Composition Experiment|تجربة تكوين الرياح الشمسية]].
* [[ستيريو (بعثة فضائية)|تجربة ستريو (STEREO).]]

== مراجع ==
{{مراجع}}
{{تصنيف كومنز|Solar wind}}{{العواصف الشمسية}}{{الشمس}}
{{ضبط استنادي}}
{{الأغلفة المغناطيسية}}
{{شريط بوابات|الفضاء|الفيزياء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|نجوم}}

[[تصنيف:بلازما الفضاء]]
[[تصنيف:ظواهر شمسية]]
[[تصنيف:فيزياء شمسية]]
[[تصنيف:قوالب علم الفلك]]