パーカーは 1958 年 ApJ に超音速太陽風理論を展開し、今日知られている太陽磁場の螺旋形状を予測しました。太陽風の超音速膨張に関する彼の理論は、数年後の 1960 年代に観測によって検証されました。パーカーの論文以来、多数の宇宙望遠鏡と地上望遠鏡が稼働しており、太陽風プラズマとその変化をさまざまな経度と緯度で継続的に観測しています。それにもかかわらず、今年後半に NASA が Parker Solar Probe を打ち上げるまで、つまり Parker の最初の論文から 60 年が経過するまで、太陽の近くでその場で測定を行う望遠鏡はまだありませんでした。
Parker Solar Probe は、太陽にこれだけ接近した最初の探査機であり、太陽風が発生するまさにその領域に飛び込み、密度、温度、イオン存在量などの量のその場での測定値および貴重な洞察を提供します。コロナ加熱などのプロセス
モデル
その間ずっと、科学者はモデルに依存して、仮定または観測によって推測された太陽に近い状態を伝播し、より大きな日心距離でのその場での観測と一致させなければなりませんでした。この研究では、衝突スペクトルの両端にある仮定を持つ 2 つのモデルを使用しています。つまり、完全に衝突する単一流体電磁流体力学 (MHD) と無衝突の動的外圏モデルです。
単一流体モデル
一方では、単一流体モデルはデータ駆動型であり、a) 光球マグネトグラムを入力として使用し、b) ポテンシャル フィールド ソース サーフェス (PFSS) 外挿を実行し、c) 半経験的モデルとエネルギーと運動量の物理的引数を使用します。三速度を計算するための保存 (v )、3 つの磁場 (B) からの温度 (T) および密度 (ρ) )、最後に d) 8 つの MHD 量すべてを使用して、0.1 天文単位 (AU) から 2AU までの MHD シミュレーションを実行します。流体モデルにおける太陽風の加速は、熱の形でシステムにエネルギーが注入されることによるものです。 MHD モデルは、3D 太陽風変動の進化を捉えた堅牢な 3D モデルです。流体モデルで規定された熱流束は、自己無撞着メカニズムによるものではなく、より遠距離で観測される超音速領域までの流出の加速を説明するための便利な定式化です。
キネティック モデル
一方、私たちが使用している運動モデルは、完全に衝突のない太陽風のモデルです。太陽風粒子の約 90% である電子と陽子の 2 つの粒子集団を仮定します。速度論モデルのすべての物理情報は、各集団で想定される速度分布関数 (VDF) に存在します。我々は、観測に触発された電子のKappa VDF、重い非熱尾部、陽子のMaxwellian VDFの選択を行います。誘導電場は、流体モデルと同様に常に準中性およびゼロ電流状態を強制しながら、自己無撞着に太陽風を加速させるものです。ここで使用された動的モデルは最初は 1D でしたが、それを並列化し、一般化して球面グリッド上の 1D 問題を解決し、本質的に 3D 研究を可能にしました。
分析と結果
内側の MHD 境界、つまり 0.1AU で 2 つのモデルを接続し、両方を 2AU まで進化させた後、それらのエネルギーを地球の軌道 (1AU) およびユリシーズ軌道の約 1.4 での観測値と比較します。 2007 年 8 月の AU。遠距離での衛星観測と比較すると、両方のモデルはかなりうまく機能し、速度と密度のプロファイルで観察されたのと同様の時間にピークの数を再現でき、MHD モデルはより正確にピークのサイズも。この理由は、動力学的モデルがより効率的な加速メカニズムを持っており、その特定の加速メカニズムを考慮して、1AU で観測された値に近い結果を再現するために、内側境界の初期条件が MHD モデル用に調整されているという事実です。
MHDモデルは、大きな日心距離で観測された温度を桁違いに捉えることができましたが、陽子温度は常に観測値よりも1桁小さく、電子温度は1桁大きくなりました。温度変動は、どのモデルでも正確に捉えられませんでした。両方のモデルの熱流束は、最近の観測研究とほぼ一致しています。電子の熱流束は、陽子の熱流束よりも、すべての日心距離で 1 桁大きくなります。 MHD の熱流束は、太陽に近い電子の熱流束プロファイルに似ていますが、陽子の熱流束プロファイルに近づくほど距離が長くなると低下が速くなります。
まとめと結論
本質的に衝突スペクトルの 2 つの側面、つまり衝突流体モデルと無衝突動力学モデルにある 2 つの非常に異なる自然モデルを使用して、それらのエネルギー論の最初の有意義な比較を行いました。流体モデルでの加速は、システムに注入された熱によるものでしたが、動的モデルでは、誘導電場が流出を超音速に加速するものです。両方のモデルは、観測結果と比較するとかなりうまく機能しましたが、加速メカニズムが異なるため、いくつかの違いがありました。
MHD モデルのロバストな 3D 記述とそのデータ駆動型の性質の両方を、非熱 VDF および動力学モデルの自己無撞着熱流束と組み合わせて活用することで、自己無撞着ハイブリッド動力学 MHD モデルを開発できます。太陽風の物理的な説明
これらの調査結果は、Solar Physics 誌に掲載された MHD Single Fluid and Kinetic Exospheric Solar Wind Models と Comparing Their Energetics というタイトルの記事で説明されています。 .この研究は、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの Sofia-Paraskevi Moschou が主導しました。
