太陽圏は、太陽風として知られる高温希薄プラズマで満たされています。熱衝突により、イオンの速度分布はマクスウェル分布に従います。ただし、約 1 keV/核子のピークを超えるイオンのエネルギー スペクトルの測定値は、マクスウェル分布が予測するほど急速には減少していません。代わりに、スペクトルは数 MeV に及ぶ長い高エネルギー テールを示します。
超熱イオンとして知られるこのスペクトルの低エネルギー部分 (~10 keV – 1 MeV) は、常に太陽圏のいたるところに存在し、比較的小さな変動で常に存在し、通常、約 - 1.5 と -2.5。さらに高いエネルギー (~1 MeV/核子以上) では、スペクトルは約 -3 の指数で急勾配になります。これらの高エネルギー イオンのフラックス (~1 MeV から 100 MeV) は、太陽活動に密接に関連して、6 桁を超える大きな変動を受けます。
太陽風プラズマよりも 4 ～ 5 桁高いエネルギーに加速されたこれらのイオンの挙動を理解するには、イオンが発生したシード集団を特定し、太陽付近での加速、惑星間媒体への注入、加速を含む多くのプロセスを説明する必要があります。観測場所への惑星間空間での伝播。活発な太陽条件の間、エネルギー粒子のフラックスの増強 (約 1 MeV/核子以上) は、通常、太陽でのエネルギー粒子イベントのフレアと、惑星間媒体を移動する衝撃 (コロナ質量放出と共回転相互作用領域) をたどることができます。
2007 年から 2009 年にかけての最後の極度に深い太陽活動極小期の観測では、太陽活動が実質的に存在しない最も静かな太陽条件でも、これらの加速された個体群がまだ存在することが示されました。ただし、これらの集団の特性と起源はまだ完全には説明されていません。我々は、ACE 宇宙船に搭載された ULEIS 検出器によって、40 keV から 2 MeV のエネルギー範囲のさまざまなイオン種の測定値を、静かな期間に分析しました。静かな間隔は、4 ～ 8 MeV のプロトンのフラックスが低く、p/He 比が低く、顕著な過渡現象がなく、80 ～ 160 keV の Fe および O イオン フラックスが 2 × 10/( cm s sr MeV/ 核子）
太陽大気中の重イオンの挙動は、それらの第一イオン化ポテンシャル (FIP) の値によって支配されることが以前に確立されました。観測されたイオンの FIP 値:Fe 7.9 eV、C 11.3 eV、O 13.6 eV、および He 24.6 eV。分光測定では、光球の値をベースラインとして使用すると、FIP が低いことが示されました (< と定義)。 10 eV) の元素は太陽コロナで約 4 ～ 5 倍過剰に存在しますが、FIP ≥ 10 eV (高 FIP) の元素は変化しません。遅い太陽風でも同様の増強が観察され、典型的には 4 倍になり、速い太陽風では約 2 倍になります。このように、一定期間内の低 FIP 元素と高 FIP 元素の流束比は、イオンの発生源を見つける可能性を提供します。
したがって、Fe/ の時間変化を調べました。 C/O および He/ He 比、つまり比較的安定している 2 つの高 FIP イオンの相対フラックス。 ULEIS/ACE 検出器からのフラックス データを使用して、1998 年から 2016 年までのほぼ 2 つの太陽周期をカバーするすべての静かな期間について、80 ～ 160 keV/核子のエネルギーを持つイオンの Fe/O と C/O の両方の比率を計算しました (図 1、太陽周期)。 Phys. (2018) 293:3)。太陽活動が活発な間、識別可能な太陽/惑星間イベントがなくても、Fe/O 比が高く、フレア関連の衝撃的な太陽エネルギー粒子イベント中に観測される典型的な値 (0.8) に近いことはすぐに明らかです。太陽活動極小期付近では、この比率は通常太陽風の平均値 (0.09) に近く、中程度の活動期間では平均コロナ値 (約 0.25) に近くなります。比較すると、C/O 比ははるかに小さい変動性を示し、Fe/O 比に基づいて決定された集団タイプに従ってグループ化される傾向はありません。
粒子が実際に 3 つの異なる集団に分割されていることを確認するために、毎日の平均フラックスから Fe/O 分布のヒストグラムが取得されました。図 2 は、対数ビンで平均 Fe/O の日数を数えた相対存在量の分布を示しています。 Fe/O の最大値がそれぞれ約 1.6 (FL)、0.32 (COR)、および 0.08 (SW) であり、平均値に近いガウシアンによって適合できる 3 つのピークが明らかです。
統計は大きくはありませんが、それでも 3 つの別々の集団が存在することを明確に示唆しています。比較のために、C/O 比のヒストグラムは 1 つの広いガウス分布で簡単に適合します。結果は、He/He、C/O、および Fe/O の相対超熱イオン存在量、およびそれらの変動性が、最後の 2 つの連続した太陽周期で異なっていたことを示しています。これらの結果を説明するために、これらのイオンは 2 つのサイクルで太陽コロナの異なる条件下で超熱エネルギーに加速されたことを示唆しています。
この調査結果は、太陽周期 23 および 24 における 1 AU での静寂時間 0.04–2 MeV/nucleon0.04–2 MeV/nucleon Ions というタイトルの記事に記載されています。 、Solar Physics ジャーナルに掲載されました。この研究は、ウィグナー物理学研究センターの Károly Kecskeméty によって主導されました。
