Parker Photo voltaic Probe 측정에서 Kinetic Break Scale 근처의 태양풍 난기류 스펙트럼의 방사형 변화, Lotz et al – Neighborhood of European Photo voltaic Radio Astronomers

그만큼 파커 솔라 프로브(PSP) 지구 근처(~1 au 방사형 거리 r)에서 태양에 매우 가까운 것(r < 0.1 au)까지 태양풍의 플라즈마 및 자기장 특성을 연구할 수 있는 전례 없는 기회를 제공했습니다. 우리는 태양풍의 난기류 특성과 그것이 태양에 가까운 곳에서 먼 곳으로 진화하는 방식에 관심이 있습니다. 이 정보는 더 나은 태양 활동 모델을 생성하기 위해 태양풍, 난기류 및 입자 수송의 기원과 진화를 이해하는 데 중요합니다.

태양풍의 자기장 변동은 일반적으로 멱함수 스펙트럼을 따르는 것으로 관찰됩니다. 관성 범위는 변동 사이의 상호 작용이 유체 역학으로 설명될 수 있는 에너지 보존 스펙트럼 캐스케이드에 의해 생성됩니다. 관성 범위 지수는 -5/3(Kolmogorov) 및 Iroshnikov-Kraichnan 값 -3/2에 가까운 것으로 관찰됩니다.

이 범위 다음에는 브레이크 및 소멸 범위가 뒤따릅니다. MHD 설명이 무너지고 운동 효과가 역할을 시작하는 자기장 전력 스펙트럼의 가파름입니다. 소멸 범위 스펙트럼 지수는 존재하는 난류 변동의 유형에 따라 달라지며 -1에서 -4 사이에서 크게 달라질 수 있습니다.

이 작업에서 우리는 ~0.1 ~ ~0.7au(2020/05/07 – 2020/06/19) 사이의 다섯 번째 태양 조우 동안 수행된 하이 케이던스 PSP 자기장 측정을 사용하여 파단 파수 및 스펙트럼 지수 근처의 스펙트럼을 결정합니다. 연구의 확장 Duanet al. (2020). 우리는 내부 태양권에서 우세한 난기류 소산 과정이 무엇인지 결정하기 위해 추정된 양을 이론적 추정치와 비교합니다. 브레이크 파수는 이전 연구와 정량적으로 비교되며 지금까지 측정된 태양 중심 거리의 가장 넓은 범위에 대한 방사형 종속성이 계산됩니다.

분석

이 작업에서 제시된 분석은 FIELDS-MAG 장비의 자기장 벡터($B_{RTN}$) 관찰에 따라 달라집니다. (베일 외. 2016)및 태양풍 입자 밀도, 열 속도 및 온도 측정 SPAN(Photo voltaic Probe ANalyzers) 정전기 분석기.

중단 주파수는 MAG 플럭스게이트 자력계로 얻은 3축 자기장 관찰에서 추정됩니다. (베일 외. 2016). 44일 기간은 128초 간격으로 나뉩니다. 품질이 낮은 데이터가 있는 간격을 버린 후 평균 소산 및 관성 범위가 서로 교차하는 로그 간격 자기장 전력 스펙트럼 밀도에 맞는 주파수를 찾아 브레이크 주파수를 추정합니다. $f_b$ 추정치의 불확실성을 계산하는 새로운 방법이 개발되었고(논문의 섹션 2 참조) 불확실성이 바람직하지 않은 것으로 간주되는 $f_b$는 폐기되었습니다. 우리는 스펙트럼 중단의 명확한 방사형 의존성을 발견했으며, Duanet al. (2020) 두 번째 PSP 궤도의 순항 단계를 위해.

웨이브 번호 [ k_b = 2pi f_b / Vsw ] 대부분 더 높은 반경 거리를 다룬 이전 연구와 계산 및 비교되었습니다. 그림 1은 10개의 동일한 너비 방사형 빈에서 가져온 평균(빨간색) 및 중앙값(파란색) $k_b$의 로그-로그 묘사를 보여줍니다. 에 의해 보고된 결과와의 비교 브루노와 트렌치 (2014) 그리고 Smith, et al. (2012) 에 의해 관찰된 전력 법칙 의존성을 보여줍니다. 브루노와 트렌치 (2014) 기울기는 더 가파르지만 유지됩니다. 적합 기울기는 1.18로 보고된 1.08보다 가파릅니다. 브루노와 트렌치 (2014)).

그림 1: 추정된 브레이크 스케일 파수 대 방사형 거리. 빨간색 마커는 평균 $k_b$ 값을 나타내고 파란색 마커는 중앙값을 나타냅니다. 세로 오차 막대는 중단 빈도 추정치에서 파생된 오차를 나타내고 가로 오차 막대는 각 빈이 포함하는 방사형 범위를 나타냅니다. 방사형 거리 0.42~5.3au(녹색 사각형)에 대해 Bruno & Trenchi(2014)와 Smith 등이 1au에서 보고한 이 양의 평균값을 비교했습니다. (2012; 검은색 삼각형), 오차 막대는 Smith et al.의 표준 편차를 나타냅니다. (2012) 측정.

여기서 계산된 파단 주파수를 양성자 자이로 반경, 이온 관성 길이 및 사이클로트론 공명 척도에 해당하는 주파수와 비교한 결과, 모두 이러한 척도가 의존하는 다양한 플라즈마 양의 현장 PSP 관측을 사용하여 계산되었으며, 이러한 파단 주파수가 가장 일치하는 것으로 나타났습니다. 사이클로트론 공명 척도에 해당하는 것과 밀접하게 관련되어 있습니다. 이는 다양한 난류 수송 모델의 결과를 테스트할 수 있는 벤치마크와 태양 에너지 입자 및 우주선 수송 모델에 대한 귀중한 입력을 제공합니다.

이 궤도 전체에서 계산된 소산 및 관성 범위 지수를 방사상 거리로 정리하면 이전 연구와 달리 방사상 거리에 따라 관성 지수가 상대적으로 일정하게 유지됨을 알 수 있습니다. 소산 범위 지수는 방사형 거리가 증가함에 따라 감소합니다.

그러나 소산 범위 지수의 방사형 감소는 균일하지 않으며 약 0.45~0.6au 사이에서 관측된 태양풍 속도의 현저한 증가에 해당합니다. 이것은 태양풍이 여기에서 “더 젊다”는 사실로 인해 더 작은 방사형 거리에서 이 양의 거동을 반영할 수 있다는 것을 의미합니다. 태양풍 난기류의 초기 진화.

이를 조사하기 위해 우리는 그림 2에서 태양풍 $tau = r/Vsw$의 나이에 대한 관성 및 소멸 범위 지수를 플로팅합니다. 관성 범위 스펙트럼 지수는 태양풍 나이의 함수로서 상대적으로 균일한 방식으로 동작합니다. Kolmogorov(-5/3) 또는 Iroshnikov–Kraichnan(-3/2) 값과 일치하는 약 -1.65에서 -1.45 사이에서 다양합니다.

그림 2: 태양풍 나이의 함수로서 관성(상단) 및 소산 범위(하단) 멱법칙 지수.

향후 작업은 현재 분석을 확장하는 것을 목표로 합니다. 첫째, 더 긴 데이터 간격을 고려하여 난류 전력 스펙트럼의 에너지 포함 범위의 일부를 포함하여 관성 범위 외부 스케일의 계산을 허용합니다. 둘째, 소실 범위 스펙트럼 차단 주파수에 영향을 미치는 것으로 알려진 태양풍 속도 및 플라즈마 $β$와 같은 다양한 추가 요인을 고려하여 분석을 다른 PSP 근일점으로 확장할 것입니다. 또한 MeerKAT 전파 망원경과 평방 킬로미터를 사용한 향후 측정 배열은 또한 Alfvén 반경 내부의 매우 작은 규모에서 태양풍 밀도 변동에 대한 정보를 얻을 계획이며 따라서 태양과 $sim 10 R_{odot}$ 사이의 간격을 좁힙니다.

의 최근 논문을 기반으로 S. 로츠 외 2023년 APJ 942 93. DOI: 10.3847/1538-4357/aca903 ; 프리프린트 이용 가능: https://arxiv.org/abs/2212.02441

참조

Bale, SD, Goetz, Okay., Harvey, PR 등 2016, SSRv, 204, 49

브루노, R., Trenchi, L., & Telloni, D. 2014, ApJL, 793, L15

Duan, D., Bowen, TA, Chen, CHK 등. 2020년, APJS, 246, 55

Smith, CW, Vasquez, BJ, & Hollweg, JV 2012, ApJ, 745, 8