コロナホール内の高速太陽風の発生源としての交流再接続

Natura Volume 618, pagina

Nature volume 618、pages 252–256 (2023)この記事を引用

260 オルトメトリック

メトリクスの詳細

太陽圏を満たす高速太陽風は、「コロナホール」と呼ばれる太陽の開いた磁場の領域の深部から発生します。プラズマの加速に関与するエネルギー源については広く議論されています。しかし、最終的には本質的に磁性であるという証拠があり、候補となるメカニズムには波動加熱 1,2 や交流再接続 3,4,5 が含まれます。太陽表面近くのコロナ磁場は、「超粒状」対流セルに関連するスケールで構造化されており、それによって下降流が強い磁場を生成します。これらの「ネットワーク」磁場の束のエネルギー密度は、風力のエネルギー源の候補となります。今回我々は、パーカー・ソーラー・プローブ（PSP）宇宙船6からの高速太陽風流の測定結果を報告し、交流再接続メカニズムの強力な証拠を提供する。我々は、冠状基部の超粒状構造が太陽に近い太陽風に刻印されたままであり、その結果、磁性の「スイッチバック」7,8 の非対称パッチと、100 keV を超えるべきべき乗則に似た高エネルギーイオンスペクトルを持つ爆発的な風流が生じることを示した。交換再接続のコンピューターシミュレーションは、イオンスペクトルを含む観測の重要な特徴をサポートします。低コロナ下でのインターチェンジ再接続の重要な特徴は、再接続が衝突なしで行われること、エネルギー解放率が高速風に電力を供給するのに十分であることなど、データから推測されます。このシナリオでは、磁気再接続が継続的に行われ、風は結果として生じるプラズマ圧力と半径方向のアルフヴェニ流バーストの両方によって駆動されます。

NASA パーカー太陽探査機 (PSP) による最近の測定では、コロナホールから発生する太陽風が、水平方向の流れに関連する根底にある超粒状セルと同様に、キャリントン経度 9 で角度スケール (5 ～ 10°) の「マイクロストリーム」に組織化されていることが示されました。光球の中で10. しかし、前回のPSP遭遇の足跡は太陽の裏側の高緯度にあったため、細胞の磁気構造や宇宙船への接続性を特定できず、マイクロストリームの発生源の完全な分析ができなかった。。

太陽遭遇 10 (E10) では、PSP は光球の 12.3 太陽半径 (RS) 以内に来ました。図 1 は、近日点付近で行われたプラズマ 11、高エネルギーイオン 12、および磁場の測定 13 をまとめたものです。図1a、bのイオンスペクトログラムは、熱エネルギーから約85 keVまで広がり、図1cの陽子速度と同様に、継続時間が約10時間から約2時間に減少する離散的な「マイクロストリーム」9、14、15として構造化されています。宇宙船が近日点に近づくとき。図4bのデータ（および後で説明します）は、イオンのエネルギー分布が100 keVを超えて広がる高エネルギーでのべき乗則であることを示しています。マイクロストリームの特徴的な構造は、図1cの赤い円弧で強調表示されており、青いトレースは、測定された熱アルファ粒子存在量AHe = nα / np（ここで、nαとnpはそれぞれアルファ粒子密度と陽子数密度です）を示しています。これも同様に変調されます。ヘリウムの高い第一イオン化ポテンシャルは、アルファ粒子の存在量がコロナの底部または彩層に凍結されることを必要とするため16、そのため、これらのマイクロストリーム構造は風自体の発生源で組織化されます。図1dの惑星間磁場の半径方向成分は、大振幅のアルフヴェニ磁場の反転、「スイッチバック」もマイクロストリームに関連していることを示しています。ポテンシャルフィールドソースサーフェス (PFSS) モデル 17、18、19 (方法) を使用して、PSP に接続し、2 つの異なるコロナホールへの接続を示す磁場のフットポイントを推測します。太陽表面上のフットポイントの経度の時系列が図1eに示されており、図2aの193Å太陽力学観測所/極端紫外線20画像に対する白いひし形として示されています。

a、b、a の高温太陽風イオンは、b の陽子粒子分布上の超熱尾部として 85 keV を超えるエネルギーにまで伸びています。 c、赤い円弧は、超粒状対流と光球ネットワーク磁場に関連する角度スケールでキャリントン経度で組織化された太陽風動径速度（VR）マイクロストリーム構造を示しています（図2）。探査機がこの図の中心付近で近日点を通過して加速し、キャリントン経度をより速く通過するにつれて、これらのマイクロストリームの持続時間は短くなります。熱アルファ粒子の存在量 (AHe、c の青いトレース) も同様に、マイクロストリーム構造によって調節されます。豊富なアルファ粒子はコロナの底部に凍結されています。 d. 半径方向磁場 (BR) の反転、いわゆる「スイッチバック」は、マイクロストリームによって組織され、アルフヴェニシティ条件によって半径方向の流れのバーストに関連付けられます。 e、PFSSモデルのインスタンス化からの光球フットポイントは、図2（および図1eの点線）に示すように、キャリントン経度（Lon）で十分に離れた2つの異なるコロナホール発生源を示しています。

a, コロナの極紫外線 (193 Å) マップは、赤道付近の 2 つの別個のコロナホール内の開放磁場に関連する低温領域 (暗いピクセル) を示しています。 PFSS モデルは、PSP 探査機からの惑星間磁場をコロナホール内のフットポイント (白いひし形) にマッピングします。 b、最初のコロナホール内の磁場と速度のマイクロストリームプロファイル：上のパネルは経度に対する最小（青）と最大（赤）の半径方向速度を示し、2番目のパネルは光球からコロナホールまで伸びるフットポイントに沿った垂直磁場を示しています。磁力線測定と宇宙船の動きを考慮した PFSS モデルからの 30 Mm。下のパネルは、やはり PFSS モデルからの、光球の真上の磁場の極性のマップです。 c. 2 番目の冠状孔内の対応する構造。これらのデータは、半径方向磁場が、PSP によって観測された速度マイクロストリームと同じスケールで混合された半径方向極性間隔に組織化されていることを示しています。

スイッチバックおよび半径方向速度バーストの時間的構造と、表面磁場の空間周期性との対応関係を図２および図３に示す。図 1 と 2 は、低コロナにおける開放磁場と閉鎖磁場の間の磁気再結合 (相互再結合) がこれらのバーストの原動力であることを示唆しています 9,21,22,23。弱い衝突のコロナでのインターチェンジの再接続は、安定したものではなくバースト的なものになると予想されます24、25、26、27。これらのバーストにおけるエネルギーの高いイオンと圧力の増大も、再結合の兆候です28、29、30。データは、これが開放磁束の発生源領域での連続的なプロセスであることを示唆しています。図 3c は、低コロナで開いた磁束が閉じた磁束領域と再結合することを示す概略図です。この図では、開いた磁束が左に移動し、連続する閉じた磁束の領域と再結合します。その結果、データに見られるように、交換再接続からのバースト的な流出が開いた磁束のすべてを満たします。

a、b の白い水平線で示されたカットに沿った無次元放射状束の時系列。連続する各カットは 0.037 L/VA の時間で区切られています。ここで、L/VA はシミュレーションドメイン全体のアルフベン通過時間であり、データの重複を避けるために上方にシフトされています。切断面は、細長い電流層内での磁束ロープの生成に起因する流出の爆発的な性質を明らかにしています24、25、26、27。概略図に示すように、新しく再接続された力線は、以前に再接続された力線よりも高い流出束を持ちます。 b. インターチェンジリコネクションの PIC シミュレーションから得られた白い磁場を伴う無次元の放射状磁束。冠状表面上のリコネクションサイトからのアルフヴェニックの上向きおよび下向きの流れを示しています。シミュレーションのセットアップの詳細については、補足資料を参照してください。再接続された磁場は、真っ直ぐになり流出排気を駆動するにつれて左に移動します。 c、図1に示すPSPデータに基づく、低コロナにおける開磁束と閉磁束間の再接続（交流再接続）の概略図。データは、開磁束と閉磁束間の再接続がほぼ連続していることを示唆しています。回路図では、開放磁束は左に継続的に移動しています。開いた力線はまず太陽表面の上で閉じた磁束と再結合し、上向きと下向きのループを形成します。その後、オープンベントフィールドは真っ直ぐになり、アルフヴェニッチの流れを外側に押し出します。左に移動すると、開いた磁束線が別の閉じた磁束領域と交差し、このプロセスが繰り返されます。したがって、開いたフラックスは、高速流出プラズマ (インターチェンジ再接続からの排気) で完全に満たされます。概略図の上部にある開放磁束を横切る観測者によって測定された半径方向速度のカットは、最高速度のバースト的な流出が新たに再接続された磁場上にあるのに対し、以前に再接続された磁場上では最高速度の流れがすでに存在していることを示しています。観察場所の前を通り過ぎました。今回は E06 データ 9 で非対称性が明らかでした。

インターチェンジの再接続がバースト流の発生源であることを確立するために、測定と再接続の確立された原理を使用して、低コロナにおける基本特性を推定します。再結合磁場の強さは重要なパラメータです。コロナの底部の磁場の強度には大きな変動があるため、PSPで測定された磁場を太陽表面に投影することによって、再結合磁場の振幅を推定します。太陽圏距離 R による半径方向磁場の R-2 減衰は太陽風では有効ですが、太陽に近づくと失われます。したがって、大きな R での R−2 の挙動と、2.5 Rs 未満の表面平均 PFSS モデルから導出された減衰の組み合わせを使用します (拡張データ図 1)。 13.4Rsでの600nTの磁場の低コロナへの投影結果は4.5Gで、これは図2のPFSSデータと一致しています。コロナの底部のプラズマ密度は直接測定されていません。ただし、PSP でのバースト流の特徴的な振幅は約 300 km s-1 です。バースト再接続中の流れはアルフヴェニック流であるため、磁場の強さがわかれば密度を推定できます。結果として生じる密度は約 109 cm-3 であり、低コロナとしては妥当な値です 31。

エネルギー放出速度が風を駆動するのに十分であるかどうかを検討するために、再接続流入速度 Vr を推定します。下限は、流れのバーストがほぼ連続しているという事実から決まります。再接続時間を tr = LB/Vr として定義します。これは、開いた磁力線が表面磁場の特性スケール長 LB (約 10° または 6 × 104 km) を横切るのに必要な時間です。 2 番目の時間は、再接続バーストが RPSP で宇宙船に到達するまでの時間 tb ≈ RPSP/VR です。限界 tr >> tb では、再接続サイトからの流出はすぐに宇宙船のそばを通過し、宇宙船が別の再接続サイトに接続されるまで高速の流れは存在しません。 tr ≤ tb の場合、宇宙船は超造粒スケール全体を横切るときに爆発的な流れを測定します。観察結果は後者を示しています。なぜなら、超造粒スケールを通過する間全体に爆発的な流れが測定されるからです。観測によれば、tr ≤ tb または Vr ≈ LBVR/RPSP は、≈3 km s−1、または局所アルフベン速度の約 0.01 であり、再接続が無衝突であれば低い値である 32,33,34 が、磁気流体力学 (MHD) の予測に匹敵する 35 ことが示唆されています。。したがって、周囲温度が約 100 eV の場合、リコネクション電界はドライサー暴走電界よりも約 3 桁大きくなります。この領域では、衝突が弱すぎて電子の加速を制限できず、衝突のないプロセスが支配的です。相互接続再接続による磁気エネルギー放出率は、B = 4.5 G および Vr = 3 km s−1 を使用して、VrB2/4π ≈ 5 × 105 ergs cm−2 s−1 で与えられます。これは、高速風を動かすのに必要な速度、つまり約 105 ～ 106 エルグ cm-2 s-1 に匹敵します。

したがって、PSP 観測、太陽力学観測所/太陽地震磁気イメージャー (SDO/HMI) による表面磁場測定、および磁気リコネクションのよく知られた特性を通じて、我々は交流リコネクションが周囲の基礎太陽風の流れを駆動するのに十分であることを証明しました。半径方向の圧力降下と、この流れの上部にあるマイクロストリームの破裂を通過します。再接続シナリオのさらなるテストは、流れのバーストの構造化と高エネルギーの陽子とアルファの生成に関係します。 E06 データ9で報告され、図 3c の概略図に示されている重要な観察は、バーストの時間的非対称性です。大振幅のバーストは急激に始まり、バースト期間全体で徐々に減少し、その後、時間シーケンスが繰り返されます。パーティクルインセル（PIC）シミュレーションからのデータを図3bに示します（方法）。シミュレーションの流出排気を切断すると、磁気セパラトリクスに隣接する排気内で新たに再接続された磁力線での高速バーストが明らかになります。一方、排気内部の力線では、最速の流れのバーストがすでに切断位置を通過しています。測定された流量はより弱くなっています（図3a）。私たちのシミュレーションは、PSP によって観察されたバーストがインターチェンジ再接続排気の交差に対応しているという仮説を裏付けています。地球の磁気圏界面での再結合の結果として、地球の磁気圏のカスプでは分散の痕跡がよく記録されています 36。地球の閉じた磁束と太陽風の「開いた」磁束の間の再接続は、コロナ交流の再接続に似ています。

最後に、高エネルギーの陽子とアルファのスペクトルが相互接続再接続シミュレーションから計算されました。このシミュレーションには、太陽大気と同様に、数で 5% 完全に除去されたアルファ粒子が含まれています 16。両方の種のエネルギー束スペクトルを図4aに示します。データは流出排気から取得され、加速を受けたプラズマのみが含まれます。陽子とアルファは、どちらの種でもスペクトル指数が約 -8 のエネルギー的で非熱的なべき乗則分布を示します。図4bに示すように、2021年11月20日の04:00〜19:00（図1より）の間の粒子の差分エネルギー束のスペクトルには、100 keVを超えるエネルギーを持つ高エネルギーの陽子とアルファも存在します。。スペクトルはやはりかなり柔らかく、スペクトル指数は約 -9 であり、シミュレーションデータと一致しています。シミュレーションのエネルギーは、自由パラメーター mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) に正規化されます。シミュレーションにおける陽子の電力則のエネルギー最小値 (約 5 mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\)) を PSP 測定のエネルギー最小値 (約 7 keV) と同等にすることによって、 mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) のコロナ値は、VA の 300 km s−1 推定値からの約 0.9 keV と比較して、約 1.4 keV であることがわかります。 13.4 Rs で測定されたバースト流の振幅に基づく。 mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) の 2 つの値が近いということは、再接続が行われているコロナでのアルフベン速度が 300 ～ 400 の範囲にあることを示しています。 km s−1。

a、インターチェンジ再接続シミュレーションの流出排気から得られた陽子（青）とアルファ粒子（赤）のエネルギー束（シミュレーションの詳細については「方法」を参照）。シミュレーションにおけるエネルギー正規化は mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) であり、これは任意のパラメーターです35。縦軸方向の単位は任意ですが、アルファフラックスの高さの減少はアルファの数密度 5% を反映しています。両方のフラックスはピークに達し、その後、陽子とアルファについてそれぞれ -8.6 と -7.7 の傾きを持つ明確なソフトパワー則にロールオーバーし、アルファスペクトルは陽子のスペクトルよりも高いエネルギーにシフトします。高エネルギーイオンのスペクトルインデックスは周囲のガイド（面外）磁場の大きさに依存し、ガイド磁場が強いほどより柔らかいスペクトルが生成されます。データは、再結合磁場の 0.55 のガイドフィールドを使用したシミュレーションからのものです。 b、図 1 の 2021 年 11 月 20 日の時間間隔 04:00:00 ～ 19:00:00 における PSP 測定からのプロトン (青) とアルファ (赤) のエネルギー束。シミュレーションと同様、スペクトルのピークと陽子については同様の傾き -9 を持つべき乗則のような超熱尾部に転がります。したがって、シミュレーションからのべき乗則の傾きと観測データは非常に近いものになります。アルファ測定は、べき乗則の挙動を特徴付けるのに十分な高エネルギーまでは拡張されません。最後に、シミュレーション (約 5 mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\)) と観測結果 (約 7 keV) からのべき乗則分布の低エネルギー限界を使用できます。 ) コロナリコネクション部位における mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) の値が約 1.4 keV であることを確認します。これは、PSP によって 13.4 Rs で測定されたバースト流の振幅に基づく VA の 300 km s-1 推定値の約 0.9 keV に相当します。

浮かび上がってくる図は、リコネクションが周囲のコロナプラズマを直接加熱してバルクアウトフローを駆動するのに十分な量を加熱し37、38、39、同時にこのアウトフローに乗る乱流速度バーストを生成するというものである24、25、26、27。拡張データ図 2 は、図 3a、b のシミュレーションによる陽子の強い加熱を示しています。もちろん、リコネクション中に放出される磁気エネルギーの一部は、アルフベン波 1、2 またはその他の磁気構造 5 の形をとる可能性があり、コロナル内のより高い位置で散逸してバルク流出をさらに促進する可能性があります 1、2、5、37。しかし、地球の磁気圏 40 および太陽圏の電流シート 41 での再結合からの現場データは、波の発生ではなく、局所的な強力なプラズマ励起を示しています。バースト流9を特徴付ける時間の非対称性と、高エネルギーイオンのべき乗則分布のスペクトルインデックスは、局所的なプラズマの励起が波と乱流を支配する交流再接続シミュレーションデータと著しくよく一致しています。それでも、より大きなスケールの分離を伴う 3 次元シミュレーションでは、より強い磁気乱流が示される可能性があります。いずれのシナリオでも、交流の再接続が高速太陽風のエネルギー駆動メカニズムである可能性が高い。最近のリモートセンシング測定 42,43 も、交換磁気再接続シナリオをサポートしています。我々は、構造化されたマイクロストリームと磁気スイッチバックがPSPによって測定された内部太陽圏全体に存在し、遅い太陽風と速い太陽風の主な違いは、その下にあるコロナホールの磁気トポロジーにある可能性があることに注目しています。

図 3 および図 4 に示すフットポイントを生成するには、次のようにします。図 1e および 2 では、PFSS モデル 16、17 が、2022 年 11 月 21 日から空軍データ同化光球束輸送 – 全球振動ネットワークグループ (ADAPT – GONG) 磁力線 44、45、46 を使用して実行され、線源表面の高さが標準値に設定されました。オープンソース pfsspy47 ソフトウェアを使用した 2.5 RS19。 PSP から太陽表面までのフットポイントマッピングは、弾道太陽圏 49,50 と 2.5 RS から光球 51 までの PFSS ドメインを含む方法論 48 に従いました。

PSP E10 の結果は明確で説得力のあるものでした。図１、２に示すように。図1と2を参照すると、11月20日から21日の間、PSPは太陽よりも速く回転し、これらのプロットに示されているキャリントン座標系で左から右に移動していました。フットポイントマッピングは、かなりの領域の 2 つの中緯度の負極性コロナホールの深部を結び付けました。このソースマッピングは、現場データの比較により、以前の PSP での遭遇と比較して、独自に十分にサポートされています。まず、遭遇全体を通して PSP によって測定された磁気極性は、PFSS 電流シートの形状とコロナホールの極性によってよく説明されます。第二に、PSP がこれらの大きなコロナホールの中心にマッピングされる時間は、太陽風速の最大値に対応し、モデル内で接続が 1 つのソースから別のソースに切り替わる時点で、太陽風速に明らかな低下が見られます。これは、コロナホール境界における過剰に拡大した磁力線の横断と明らかに一致している52。この対応関係は図1に明確に示されており、下のパネルにマークされた「ストリーム1」と「ストリーム2」の間の遷移は、太陽風速の低下に対応しています（黒いトレース、図1c）。

PSP の Solar Wind Electrons Alphas and Protons (SWEAP) 計測器スイート 11 からの陽子粒子とアルファ粒子の測定を使用します。図4の陽子スペクトルは、ソーラープローブアナライザー（SPAN-Ion）SF00データ製品から取得され、2021年11月20日の04:00:00から2021年11月20日の19:00:00までの時間範囲にわたって平均され、合計されています。すべての視線方向にわたって。数流束や分布関数ではなく、エネルギー流束の単位で作業します。これは、高エネルギーでのスペクトルの範囲が数桁少なくなり、SPAN-イオンと太陽の統合科学調査 (ISOIS)/エピとの比較が容易になるためです。 Lo データは、SPAN-Ion 測定に最も直接関係する量でもあります。陽子のべき乗則は、4 つの最も高いエネルギーの SPAN データポイントと ISOIS データポイントに適合します。アルファスペクトルは、sf00 チャネルから漏れる少量 (約 1%) の汚染プロトンが考慮されて差し引かれることを除いて、SPAN-Ion の sf01 データ製品から同じ方法で取得されます。この間隔の間に、陽子に比べてアルファのより高いエネルギーへの大きなシフトは、汚染陽子がスペクトルのべき乗則部分またはその指数に影響を与えず、最も低いエネルギーのデータ点にのみ影響を与えることを意味します。

相互接続の再結合を引き起こす磁場の強さは、磁気エネルギーの放出速度と生成される高エネルギー粒子のスペクトルを制御します。 SDO/HMI の観測により低層コロナの磁場の構造が明らかになりましたが、表面に沿って磁場の強さには大きな変化があるため、これらの測定では実際にリコネクションが起こっている磁場の強さを示すことはできません。 PSP によって測定されたフローバーストを引き起こす磁場の強度を推定するために、PSP で測定された磁場を投影し、この磁場を太陽表面に投影します。図1に示すように、E10の近日点における半径方向磁場BRは約600nTです。最初の 5 つの PSP 軌道にわたる BR の半径方向プロファイルの直接測定により、半径方向の磁束の保存と一致して、磁場の R-2 スケーリングが確立されました 45。ただし、太陽に近いところでは、このスケーリングからの逸脱が予想されます。具体的には、閉じた磁束が太陽表面のかなりの部分を占めるため、開いた磁束は太陽表面の一部に圧縮され、太陽表面近くの磁場の圧縮がさらに大きくなります。増加した磁場圧縮の大まかな推定値は、E10 近日点中に PFSS モデルから得られた半径方向磁場を平均することによって取得できます。この平均磁場の径方向依存性を拡張データ図 1 に示します。PFSS グリッドの外側境界である 2.5 Rs から太陽表面の直上までの磁場の圧縮は約 26 であり、これは磁場の圧縮をはるかに上回っています。 R−2 依存性から約 6.25。したがって、R−2 は R = 13.4 Rs から 2.5 Rs までの動径依存性を記述し、2.5 Rs から太陽表面直上までの 26 の圧縮を考慮すると仮定します。太陽表面までの 600 nT 磁場の投影は約 4.5 G であり、これは図 2 に示す太陽表面磁場の強度とかなり一致しています。

コロナ低期まで遡ったPSP観測の予測に基づいた相互接続再接続率の推定は、そこでの再接続が衝突のない状態に深く入っていることを示唆しています。交換再接続排気の構造と、PSP で測定された結果として生じる高エネルギーの陽子およびアルファのスペクトルを調査するために、PIC モデル p3d (参考文献 53) を使用します。 MHD モデルは、PSP データに記録されている粒子のエネルギー付与を調査するには不十分です。我々は計算を、コロナ内で低い開磁束と閉磁束の間の再接続につながる初期磁気幾何学を備えた二次元システムに限定します3,54。 PIC モデルでは可能なドメインサイズに制限があるため、シミュレーションには重力が存在しないため、このモデルは太陽風駆動メカニズムの完全なダイナミクスを記述しません。さらに、線で結ばれた境界条件は名目上の冠状面には課されません。したがって、このモデルは低コロナ下での相互接続再接続の完全な説明ではありませんが、無衝突再接続のダイナミクス、流出排気の構造、バルク加熱、および加速された粒子のスペクトルに関する情報を提供します。陽子とアルファのスペクトルを比較できるように、アルファ粒子 (数の 5%) を含めます。

シミュレーションの初期状態は、プラズマ密度が低い (0.1 n0) 垂直磁束のバンド (負の半径方向の電界強度 B0) と、円筒平衡である高密度の隣接領域で構成されます。詳細な初期状態については以前に説明したため 23、支配方程式はここでは繰り返しません。円筒平衡のピーク磁場は 0.76 B0 で、ピーク密度は n0 です。温度は均一で、Te = Tp = Ta = 0.06 mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\)、VA0 は B0、n0、および陽子の質量 mp に基づくアルフベン速度です。。したがって、初期状態では、コロナで予想されるように、プラズマ圧力は磁気圧力に比べて小さい。ガイドフィールド Bz は、圧力と引張力のバランスをとるプロファイルを備えたどこでもゼロではありません。ガイド磁場の強度は、垂直磁束の領域でその値を選択することによって変更できます。その値は、図 3 に示す全体の構造と再結合のダイナミクスに実質的な影響を与えません。ただし、強いガイド場は粒子のエネルギー獲得に対するフェルミ駆動機構を弱めるため、ガイド場は高エネルギーの陽子とアルファのべき乗則指数を制御します。。図 4 に示すエネルギー束は、ガイドフィールド 0.55 B0 を使用したシミュレーションからのものです。弱い (強い) ガイドフィールドを使用したシミュレーションでは、より硬い (より柔らかい) スペクトルが生成されました。

シミュレーションの結果は、正規化された単位で表示されます。時間はスケール長 L、L/VA0 の領域にわたるアルフベン通過時間、プラズマ束は n0VA0、エネルギーは mp\({V}_{{\rm{A} }0}^{2}\)。 x 方向と y 方向のドメインの次元は等しいです。質量比 mp/me = 25 は、光速度 (20 VA0) や陽子の慣性スケール dp = L/163.84 と同様に人為的なものです。以前の論文で確立されているように、結果はこれらの値の影響を受けません 33,34。円筒形の磁場の半径は 60 dp、グリッドスケールは両空間方向で 0.02 dp で、セルあたり約 400 個の粒子があります。

シミュレーションの速度とエネルギーはそれぞれアルフベン速度 VA0 と mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) に正規化されているため、観測値と直接比較するには、これらの条件が必要です。パラメータ、特に再接続が行われるアルフベン速度 VA0 が確立されます。本文で説明したように、VA0 を推定するために 2 つの異なるアプローチを使用します。 1 つ目は、PSP によって 13.4 Rs で測定されたフローバーストの振幅から得られ、その値は約 300 km s−1 です。 2 つ目は、シミュレーションによる陽子スペクトルと SPAN-Ion で測定した陽子スペクトルの比較から得られます。具体的には、シミュレーションと観測から陽子のべき乗則スペクトルの低エネルギー限界を同等とみなします。これにより、mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) = 1.4 keV が得られ、VA0 = 370 km s−1 に相当します。したがって、2 つのアプローチでは同等の値が得られるため、シミュレーション結果と観測結果を直接比較することができます。シミュレーションからの陽子およびアルファのエネルギー束の約 -8 のスペクトル指数は、この正規化とは独立しています。それらが観測データとほぼ一致していることは、これらの高エネルギー粒子の交換再接続モデルを強力に裏付けるものです。さらに、ドメインサイズの半分 (L = 81.92 dp) でのシミュレーションでは、同様のスペクトルインデックスを持つべき乗則スペクトルが生成されたことに注目します。

太陽風の加速を調査するために使用されてきた地球規模モデルの多くは、アルフベン波 1、2 または他の形態の磁気構造 5 が低層コロナに注入され、この乱流に伴う加熱によって圧力が生成されるという仮定に基づいています。風を動かすために必要です。この乱流の原因として交換再接続がしばしば呼び出されるため、放出された磁気エネルギーのかなりの部分が磁気乱流として現れるか、直接粒子励起またはバルクフローとして現れるかを調査することが重要です。拡張データに示されています。図 2 は、図 3b の垂直陽子束のプロットと同時に、同じシミュレーションから得られた陽子温度の 2 次元プロットです。流出排気全体は、mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) の大部分の温度を持つ高温陽子で満たされており、本文で説明されているように、、０．９ｋｅＶから１．４ｋｅＶの範囲にある。図3bと拡張データ図2で明らかなリコネクション排気の歪んだ磁力線は、リコネクションが波と磁気乱流も引き起こすことを示唆しています。磁気乱流と直接加熱として現れる相対エネルギーの詳細な調査は行われていませんが、特に再接続のプロセスがより動的である三次元では、現在の結果の重要な拡張です。

この研究で使用された PSP ミッションデータは、NASA 宇宙物理データ施設 (https://nssdc.gsfc.nasa.gov) で公開されており、IDL/SPEDAS ソフトウェアパッケージ (https://spedas.org/) を使用して分析されました。ブログ/)。コンピューターシミュレーションには、契約番号 100 に基づいて米国エネルギー省科学局が支援する DOE 科学局ユーザー施設である国立エネルギー研究科学計算センターのリソースが使用されました。 DE-AC02- 05CH11231。シミュレーションデータは https://doi.org/10.5281/zenodo.7562035 で入手できます。

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FIELDS、SWEAP、および ISOIS スイートは、NASA 契約 NNN06AA01C に基づいて設計、開発され、運用されています。私たちは、ジョンズ・ホプキンス大学応用物理研究所の PSP ミッション運用および宇宙船工学チームの並外れた貢献に感謝します。 MV は、J. Geiss フェローシップを通じてベルン国際宇宙科学研究所から一部支援を受けました。 JFD と MS は、助成金 80NSSC20K0627、NASA 助成金 80NSSC22K0433、および NSF 助成金 PHY2109083 に基づいて、NASA Drive Science Center on Solar Flare Energy Release (SolFER) によって支援されました。 TSH は STFC 許可 ST/W001071/1 によってサポートされています。 OP は NASA 助成金 80NSSC20K1829 によってサポートされました。この研究の要素は、国際宇宙科学研究所 (ISSI) のチーム 463 の会議での議論から恩恵を受けました。

米国カリフォルニア州バークレーのカリフォルニア大学物理学科

SDベイル＆MDマクマナス

カリフォルニア大学バークレー、米国カリフォルニア州宇宙科学研究所

SD ベイル、MD マクマナス、DE ラーソン、T. ファン

米国メリーランド州カレッジパークのメリーランド大学物理科学技術研究所および共同宇宙研究所物理学科

JF ドレイク

米国メリーランド州カレッジパーク、メリーランド大学電子応用物理研究所

JF ドレイク & M. スイスダック

サウスウェスト研究所、米国テキサス州サンアントニオ

MI デサイ

ハーバード・スミソニアン天体物理学センター、米国マサチューセッツ州ケンブリッジ

STバッドマン

インペリアル・カレッジ・ロンドン、ブラケット研究所、ロンドン、英国

TS ホーベリー

ジョンズ・ホプキンス応用物理研究所、米国メリーランド州ローレル

NE ラウアフィ & D. ミッチェル

カリフォルニア大学地球惑星宇宙科学科、ロサンゼルス、カリフォルニア州、米国

M.ヴェリ

国際宇宙科学研究所、ベルン、スイス

M.ヴェリ

プリンストン大学天体物理科学部、米国ニュージャージー州プリンストン

DJ マコマス

カリフォルニア工科大学、米国カリフォルニア州パサデナ

CMS コーエン

Advanced Heliophysics Inc.、米国カリフォルニア州ロサンゼルス

O. パナセンコ

BWX Technologies, Inc.、米国ワシントン DC

JCカスパー

気候および宇宙科学および工学、ミシガン大学、アナーバー、ミシガン州、米国

JCカスパー

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SDB と JFD は、PSP 測定を分析した STBSDB からの主な貢献を受けて原稿を執筆し、PFSS 分析を実行した MDM、MID、TSH、および DELSTB からの貢献を受けました。 JFD と MS はコンピュータシミュレーションを実行しました。 SDB、JCK、DJM はそれぞれ PSP/FIELDS、SWEAP、ISOIS チームを率いています。著者全員がデータの解釈に参加し、原稿を読んでコメントしました。

SDベイルへの対応。

著者らは競合する利害関係を宣言していません。

Nature は、この研究の査読に貢献してくれた Vadim Uritsky 氏、GP Zank 氏、その他の匿名の査読者に感謝します。

発行者注記 Springer Nature は、発行された地図および所属機関の管轄権の主張に関して中立を保っています。

磁場の動径成分の大きさは PFSS 実装によってモデル化され、光球フットポイントの磁力線図と 2.5 RS での開放境界条件によって制約されます。この磁場の大きさはパーカー・ソーラー・プローブで測定された磁場と一致しており、再接続サイトでのアルフベン速度を推定するために使用されます。

陽子温度は、図3bに示す垂直流束と同じシミュレーションおよび同じ時間から示されています。温度は mp\({V}_{{\rm{A}}{\rm{0}}}^{{\rm{2}}}\) に正規化されます。本文で説明したように、これは次のようになります。 0.9keVから1.6keVの範囲。したがって、再接続中に粒子ごとに放出される磁気エネルギーはおよそ mp\({V}_{{\rm{A}}{\rm{0}}}^{{\rm{2}}}\) であるため、放出された磁気エネルギーの大部分は、磁気エネルギー放出サイトに非常に近い周囲プラズマの加熱と励起に使われます。乱流磁場に入るエネルギーがコロナに上向きに注入され、周囲のプラズマをさらに加熱するために利用できるエネルギーは、まだ調査されていない。

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転載と許可

ベイル、SD、ドレイク、JF、マクマナス、MD 他コロナホール内の高速太陽風の発生源としての相互接続の再接続。 Nature 618、252–256 (2023)。 https://doi.org/10.1038/s41586-023-05955-3

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受信日: 2022 年 8 月 11 日

受理日: 2023 年 3 月 14 日

公開日: 2023 年 6 月 7 日

発行日: 2023 年 6 月 8 日

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05955-3

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