Новости

Oct 21, 2023

Межобменное пересоединение как источник быстрого солнечного ветра внутри корональных дыр

Природа том 618, стр.

Nature, том 618, страницы 252–256 (2023 г.) Процитировать эту статью

260 Альтметрика

Подробности о метриках

Быстрый солнечный ветер, наполняющий гелиосферу, возникает из глубин областей открытого магнитного поля Солнца, называемых «корональными дырами». Источник энергии, ответственный за ускорение плазмы, широко обсуждается; однако есть свидетельства того, что в конечном итоге он имеет магнитную природу, а возможные механизмы включают волновой нагрев1,2 и пересоединение обмена3,4,5. Корональное магнитное поле вблизи поверхности Солнца структурировано по масштабам, связанным с конвекционными ячейками «супергрануляции», в результате чего нисходящие потоки создают интенсивные поля. Плотность энергии в этих «сетевых» пучках магнитного поля является кандидатом в источник энергии для ветра. Здесь мы сообщаем об измерениях быстрых потоков солнечного ветра с космического корабля Parker Solar Probe (PSP)6, которые предоставляют убедительные доказательства механизма пересоединения обмена. Мы показываем, что супергрануляционная структура в основании короны остается отпечатанной в околосолнечном солнечном ветре, что приводит к асимметричным участкам магнитных «переключений»7,8 и взрывным ветровым потокам со степенным спектром энергичных ионов с энергией выше 100 кэВ. Компьютерное моделирование пересоединения обмена подтверждает ключевые особенности наблюдений, включая ионные спектры. Из полученных данных вытекают важные характеристики пересоединения обмена в условиях низкой короны, в том числе то, что пересоединение происходит без столкновений и что скорость выделения энергии достаточна для питания быстрого ветра. В этом сценарии магнитное пересоединение происходит непрерывно, а ветер вызывается как возникающим давлением плазмы, так и радиальными всплесками альвеновского потока.

Недавние измерения с помощью солнечного зонда НАСА «Паркер» (PSP) показали, что солнечный ветер, выходящий из корональных дыр, организован в «микропотоки» с угловым масштабом (5–10 °) на долготе Кэррингтона9, аналогично лежащим под ним ячейкам супергрануляции, связанным с горизонтальными потоками. в фотосфере10. Однако точки предыдущего столкновения с PSP находились в высоких широтах на обратной стороне Солнца, поэтому магнитную структуру ячеек и их связь с космическим кораблем определить невозможно, что не позволяет провести полный анализ источника микропотоков. .

Во время солнечной встречи 10 (E10) PSP находился в пределах 12,3 солнечных радиусов (RS) от фотосферы. На рисунке 1 суммированы измерения плазмы11, энергичных ионов12 и магнитного поля13, выполненные вблизи перигелия. Спектрограмма ионов на рис. 1a,b простирается от тепловых энергий примерно до 85 кэВ и, как и скорость протонов на рис. 1c, структурирована как дискретные «микропотоки»9,14,15, продолжительность которых уменьшается примерно с 10 часов до примерно 2 часов. h, когда космический корабль приближается к перигелию. Данные на рис. 4б (и обсуждаемые позже) показывают, что распределения ионов по энергии представляют собой степенные законы при высоких энергиях, которые простираются за пределы 100 кэВ. Характерная структура микропотоков выделена красными дугами на рис. 1в, а синяя кривая указывает на измеренное термическое содержание альфа-частиц AHe = nα/np (где nα и np — плотность альфа-частиц и плотность числа протонов соответственно), который модулируется аналогичным образом. Высокий первый потенциал ионизации гелия требует, чтобы содержание альфа-частиц было вморожено в основание короны или в хромосферу16, поэтому эти микропотоковые структуры организуются в самом источнике ветра. Радиальная составляющая межпланетного магнитного поля на рис. 1г показывает, что с микропотоками связаны и альфвеновские перевороты поля большой амплитуды, «обратные переключения». Модель поверхности источника потенциального поля (PFSS)17,18,19 (Методы) используется для определения опорных точек магнитного поля, которое соединяется с PSP и показывает связь с двумя отдельными корональными дырами. Временной ряд долготы подошвы на поверхности Солнца показан на рис. 1e и белыми ромбами на фоне изображения Обсерватории солнечной динамики 193 Å/Extreme Ultraviolet20 на рис. 2a.