Heliosphere는 태양풍으로 알려진 뜨거운 희석 혈장으로 채워져 있습니다. 열 충돌로 인해 이온의 속도 분포는 Maxwell 분포를 따릅니다. 그러나, 약 1 keV/핵에서 피크 위의 이온의 측정 된 에너지 스펙트럼은 Maxwell 분포가 예측할만큼 빠르게 떨어지지 않는다. 대신, 스펙트럼은 최대 몇 Mev까지 연장되는 긴 고 에너지 꼬리를 나타냅니다.
이 스펙트럼의 낮은 에너지 부분 (~ 10 kev -1 mev)은 대상 이온으로 알려져 있으며, 항상 헬리오 스피어에 존재하는 곳에서는 항상 비교적 작은 변화가 있으며 일반적으로 약 -1.5에서 -2.5 사이의 경사가있는 특징적인 전력 법 에너지 스펙트럼을 나타냅니다. 더 높은 에너지 (~ 1 mev/nucleon 이상)에서는 스펙트럼이 약 -3 인 지수로 가파르게됩니다. 이들 에너지 이온의 플럭스 (~ 1 meV ~ 100 meV)는 태양 활동과 밀접한 관련하여 6 배를 초과하는 막대한 변화에 종속된다.
이들 이온의 거동을 이해하려면 태양 풍 혈장보다 4-5 크기의 에너지가 가속화되기 위해서는 이들이 시작된 종자 집단을 식별하고 태양 근처의 가속도, 관측 부위로의 임파 공간에서의 가속 및 전파를 포함한 많은 과정을 설명해야한다. 활성 태양 조건 동안 에너지 입자의 플럭스 향상 (~ 1 MeV/Nucleon 이상)은 일반적으로 태양의 에너지 입자 이벤트를 플레어로 추적 할 수 있으며 (관상 질량 방출 및 상호 작용 영역) 행성 간 매체에서 이동할 수 있습니다.
.2007-2009 년에 마지막으로 매우 깊은 태양 최소값의 관찰에 따르면 이러한 가속화 된 개체군은 실제로 태양에 활동하지 않는 가장 조용한 태양 조건에서도 여전히 존재한다는 것을 보여주었습니다. 그러나 이러한 인구의 특성과 기원은 아직 완전히 설명되지 않았습니다. 우리는 조용한 기간 동안 ACE 우주선에 탑승 한 ULEIS 검출기에 의해 40 keV ~ 2 MeV의 에너지 범위에서 다양한 이온 종의 측정을 분석했습니다. 조용한 간격은 4-8 MeV 양성자의 낮은 플럭스, 낮은 p/HE 비율, 상당한 일시적 이벤트 없음 및 80-160 kev fe 및 o 이온 플럭스 2 × 10 /(를 요구하는 엄격한 기준을 사용하여 선택되었습니다. cm s sr mev / 핵).
태양 대기에서의 이온의 거동은 1- 이온화 전위 (FIP)의 가치에 의해 지배된다는 것이 더 일찍 확립되었다. 이온의 FIP 값은 관찰되었다 :Fe 7.9 eV, C 11.3 eV, O 13.6 eV 및 HE 24.6 eV. 분광 측정은 광구 값을 기준선으로 취할 때 저지대 ( <로 정의됩니다. 10 EV) 원소는 태양 코로나에서 약 4 ~ 5 인자에 지나치게 풍부하며 FIP ≥ 10 eV (High Fip)를 갖는 요소는 변경되지 않습니다. 느린 태양풍에서도 유사한 향상이 일반적으로 4 배나 빠른 태양풍에서 약 2에 해당합니다. 이렇게하면 기간 내에 저지대 및 고 연락 요소의 플럭스 비율은 이온의 공급원을 찾을 수 있습니다.
따라서 우리는 Fe /의 시간 변화를 보았습니다. o 비율과 C/O와 대조적으로 매우 가변적이며 / He 비율, 즉 비교적 안정적 인 2 개의 고 핀 이온의 상대 플럭스. ULEIS/ACE 검출기의 플럭스 데이터를 사용하여 1998 년과 2016 년 사이의 모든 조용한 간격에 대해 에너지 80-160 kev/nucleon을 갖는 이온의 Fe/O 및 C/O 비율을 거의 두 개의 태양주기를 포함하여 계산했습니다 (그림 1, Solar Phys. (2018) 293 :3). 높은 태양열 활동 동안, 식별 가능한 태양/행성 간 사건이 없더라도 Fe/O 비율은 플레어 관련 충동 에너지 입자 사건 동안 관찰 된 전형적인 값 (0.8)에 가깝다는 것이 명백하다. 태양 최소값 근처 에서이 비율은 일반적으로 평균 태양풍 값 (0.09)에 가깝고 중간 정도의 활동 기간은 평균 관상 값 (약 0.25)에 가깝습니다. 비교를 위해 C/O 비율은 Fe/O 비율에 기초하여 결정된 모집단 유형에 따라 훨씬 더 작은 변동성과 그룹화 경향이 없음을 나타냅니다.
입자가 실제로 세 가지 다른 집단으로 분할되었음을 확인하기 위해, Fe/O 분포의 히스토그램은 일일 평균 플럭스로부터 얻어졌다. 그림 2는 로그 빈에서 평균 FE/O로 일수를 계산하는 상대 풍부도의 분포를 보여줍니다. 가우시안이 최대 Fe/O를 약 1.6 (FL), 0.32 (COR) 및 0.08 (SW)로 각각 평균 값에 가깝게 장착 할 수있는 3 개의 피크가 명백합니다.
.통계는 크지 않지만 여전히 세 개의 개별 인구의 존재를 명확하게 시사합니다. 비교를 위해 C/O 비율의 히스토그램에는 하나의 가우스가 쉽게 장착됩니다. 결과는 지난 두 번의 연속 태양 사이클에서 상대적 이온 이온 풍부도, C/O 및 Fe/O가 다르다는 것을 나타냅니다. 이 결과를 설명하기 위해 우리는이 이온이 태양 코로나에서 두 사이클에서 다른 조건에서 삼상 에너지로 가속되었음을 제안합니다.
결과는 태양주기 23 및 24 에서 1au에서 quiettime 0.04–2 mev/nucleon0.04–2 mev/nucleon 이온에서 이루어질 수 있습니다. , Solar Physics 저널에 출판. 이 작업은 Wigner Research for Physics의 Károly Kecskeméty가 주도했습니다.
