태양풍 모델링 :단일 유체와 동역학 외 발행 모델 사이의 에너지 비교

1958 년 APJ의 Parker는 초음속 태양풍 이론을 개발하고 오늘날의 알려진 태양 자기장의 나선형 모양을 예측했습니다. 태양풍의 초음속 확장에 대한 그의 이론은 1960 년대에 몇 년 후 관찰 적으로 검증되었습니다. Parker의 논문 이후, 수많은 공간과 지상 망원경이 태양 풍 플라즈마의 지속적인 관찰과 다른 종말과 위도의 변화를 제공하는 것을 제공하고 있습니다. 그럼에도 불구하고, 올해 말 NASA의 Parker Solar Probe가 출시 될 때까지, 즉 Parker의 초기 논문에서 60 년 동안 아직 태양과 가까운 현장 측정을하는 망원경은 없었습니다.

Parker Solar Probe는 그러한 근접성에서 태양에 접근하는 최초의 우주선이 될 것이며, 태양풍이 시작된 지역으로 다이빙하여 코로나 가열과 같은 과정에 대한 밀도, 온도 및 이온 풍부도 및 귀중한 통찰력과 같은 양의 현장 측정을 제공합니다.

모델

그 기간 동안, 과학자들은 더 큰 헬리오 센 트릭 거리에서 현장 관찰과 일치하기 위해 가정되거나 관찰 적으로 근접한 조건을 전파하기 위해 모델에 의존해야했습니다. 이 연구에서, 우리는 충돌 스펙트럼의 두 반대쪽 끝에있는 가정, 즉 완전 충돌 단일 유체 자기 역학 (MHD)과 충돌이없는 동역학 외 모델 모델을 사용하는 두 가지 모델을 사용하고 있습니다.

단일 유체 모델

한편으로, 단일 유체 모델은 데이터 중심, a) 입력으로 광구 마그네토 그램을 사용하고, b) pfss (plifice field source) 외삽, c) 에너지 및 운동량 보존의 물리적 논증을 사용하여 잠재적 인 필드 소스 표면 (pfss) 외삽을 수행한다. ), 3 개 자막 ( b 의 온도 (t) 및 밀도 (ρ) ), 그리고 마지막으로 d) 8 개의 MHD 수량을 모두 사용하여 0.1 천문학적 유닛 (AU)에서 2AU로 MHD 시뮬레이션을 실행합니다. 유체 모델에서 태양풍의 가속은 가열 형태로 시스템에서 에너지를 주입하기 때문입니다. MHD 모델은 3D 태양풍 변동성의 진화를 포착하는 강력한 3D 모델입니다. 유체 모델에 규정 된 열유속은 일관된 메커니즘이 아니라 더 먼 거리에서 관찰 된 초음속 정권까지 유출의 가속을 설명하기위한 편리한 제제입니다.

운동 모델

반면에, 우리가 사용하는 운동 모델은 태양풍의 완전히 충돌이없는 모델입니다. 우리는 두 개의 입자 집단, 즉 전자와 양성자 인 태양 바람 입자의 약 90%를 가정합니다. 운동 모델의 모든 물리 정보는 각 모집단에 대해 가정 된 속도 분포 함수 (VDF)에 존재합니다. 우리는 전자에 대한 Kappa VDF의 관찰 적으로 영감을 얻은 선택을, 무거운 비열 꼬리와 양성자를위한 Maxwellian VDF를 갖는 전자를위한 선택을 만듭니다. 유도 된 전기장은 유체 모델과 유사하게 유사한 중성성 및 전류 조건을 제외하고 태양풍을 일회성있게 가속화하는 것입니다. 여기에 사용 된 운동 모델은 처음에는 1D이지만, 우리는이과 병렬화되어 구형 그리드에서 1D 문제를 해결하기 위해 일반화하여 본질적으로 3D 연구를 허용했습니다.

분석 및 결과

우리는 내부 MHD 경계에서 두 가지 모델을 인터페이스합니다. 즉, 0.1AU 및 우리는 둘 다 2AU로 진화 한 후에, 우리는 에너지를 지구의 궤도 (1AU)에서 관찰과 2007 년 8 월에 약 1.4AU에서 율리시스의 궤도에서 비교합니다. 끊임없는 거리에서 위성 관측과 비교할 때 비교할 수있는 시간에 비해 위성 관찰과 비교할 때, 두 번의 관찰과 비교할 수 있습니다. MHD 모델이 피크 크기를보다 정확하게 캡처 할 수있는 밀도 프로파일. 그 이유는 운동 모델이보다 효율적인 가속 메커니즘을 가지고 있기 때문에 내부 경계에서의 초기 조건이 MHD 모델이 특정 가속 메커니즘을 고려할 때 1AU에서 관측 된 값에 가까운 결과를 재현하기 위해 MHD 모델에 맞게 조정 되었기 때문입니다.

MHD 모델은 큰 헬리오 센 트릭 거리에서 관찰 된 온도를 크기 순서대로 포착 할 수 있었지만, 양성자 온도는 1 배 작고 전자 온도는 항상 관찰 된 값보다 큰 크기의 크기였다. 온도 변동성은 모든 모델에 의해 정확하게 캡처되지 않았습니다. 두 모델의 열유속은 최근의 관찰 연구와 거의 일치합니다. 전자 열 플럭스는 모든 헬리오 중심 거리에서 크기에 의해 양성자 열 플럭스보다 큽니다. MHD 열 플럭스는 태양에 가까운 전자 열 플럭스 프로파일과 유사하지만 양성자 열 플럭스 프로파일에 접근하는 더 먼 거리에서 더 빨리 떨어집니다.

요약 및 결론

우리는 자연 모델에서 매우 다른 두 가지를 사용했습니다. 본질적으로 충돌성 스펙트럼의 양면에 놓여있었습니다. 유체 모델의 가속도는 시스템에 가열 된 가열로 인한 반면, 운동 모델에서 유도 된 전기장은 유출을 초음속 속도로 가속하는 전기장입니다. 두 모델 모두 관찰과 비교할 때 합리적으로 잘되었으며, 가속 메커니즘이 다른 몇 가지 차이가 ​​있습니다.

일관된 하이브리드 운동 MHD 모델은 MHD 모델에 대한 강력한 3D 설명과 비열 VDF와 함께 비열 VDF 및 동역학 모델의 자기 일관된 열유속과 함께 태양 바람에 대한보다 물리적 인 열유를 이용하여 개발할 수 있습니다.

이러한 결과는 인터페이스 MHD 단일 유체 및 동역학 외생적 태양풍 모델이라는 제목의 기사에 설명되어 있으며 저널 Solar Physics 에 발표 된 에너지 비교 . 이 작품은 Astrophysics Harvard-Smithsonian Center의 Sofia-Paraskevi Moschou가 주도했습니다.