地球物理学报  2021, Vol. 64 Issue (11): 3837-3845   PDF    
慢太阳风中的小冕洞风和阿尔芬波
齐兆辉1,2, 刘勇1, 刘若炎1,2     
1. 中国科学院国家空间科学中心 空间天气学国家重点实验室, 北京 100190;
2. 中国科学院大学, 北京 100049
摘要:慢太阳风的起源是一个困扰空间物理领域多年的问题,一些研究人员认为慢太阳风中阿尔芬度比较高的部分起源于小冕洞或者是冕洞的边界,不过另外一些研究者发现高阿尔芬度慢太阳风在成分上和低阿尔芬度的慢太阳风并无显著差别.最近的一项研究中发现的慢太阳风中的小冕洞风并没有特别高的阿尔芬度.我们利用一个简单的二维太阳风模型计算了阿尔芬波和小冕洞风的传播;计算结果显示,由于阿尔芬波的传播特性,从小冕洞出发的等离子体和阿尔芬波动在传播到1AU的过程中会发生分离,形成了低阿尔芬度的小冕洞风和高阿尔芬度的普通慢风.这个结果定性地解释了慢太阳风中观测到的小冕洞风和高阿尔芬度慢风的特性,也为解开慢太阳风的起源之谜提供了新的思路.
关键词: 太阳风      小冕洞风      阿尔芬波      阿尔芬度     
The small coronal hole solar wind and Alfvén wave within the slow solar wind
QI ZhaoHui1,2, LIU Yong1, LIU RuoYan1,2     
1. State Key Laboratory of Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100190, China;
2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
Abstract: The origin of the slow solar wind has been a puzzle in the field of space physics for many years. Some researchers suggest that Alfvénic slow winds originate from small coronal holes or at the boundary of coronal holes, although others have found that Alfvénic slow winds does not differ in compositions from the non-Alfvénic slow wind. A small coronal hole wind embedded in the slow solar wind is reported recently, but of lower Alfvénicity. We calculated the propagation of small coronal hole winds and Alfvén waves using a simple two-dimensional solar wind model; the results show that the Alfvén waves are separated from the co-originated plasma during the propagation, leading to small coronal hole winds with low Alfvénicity and ordinary slow winds with high Alfvénicity. This result qualitatively explains the properties of the small coronal hole winds and Alfvénic slow wind with normal slow wind properties. This study provides a new insight into the origin of the slow solar wind mystery.
Keywords: Solar wind    Small coronal hole wind    Alfvén wave    Alfvénicity    
0 引言

太阳风是从太阳表面源源不断向外流出的超音速等离子体流,它主要由质子、阿尔法离子和重离子等元素构成,也是影响空间天气的重要因素之一(Parker, 1958; Cranmer et al., 2017).早期的研究工作根据速度把太阳风大致分为快风(VP>550 km·s-1)和慢风(VP<450 km·s-1)两种(McComas et al., 2000; Schwenn, 2006).进一步的研究表明,除了速度之外,快风具有较低的质子密度、较高的质子温度和氦氢比以及较低的电子温度,慢风的参数特征则正好相反(Xu and Borovsky, 2015; Borovsky, 2016; Zhao et al., 2017; Verscharen et al., 2019).结合太阳风参数和源区位置,研究发现快慢风的起源是不同的,其中快太阳风起源于具有开放磁力线的极区冕洞区域(Zirker, 1977; Antonucci, 2000),而慢太阳风则起源于以闭合磁力线为主的盔冕流区域附近(Borrini et al., 1981; Crooker et al., 1996; Stakhiv et al., 2015; Abbo et al., 2016; Ko et al., 2018).快慢风之间的区分标准有时则比较模糊,研究发现即使在速度较低的慢太阳风中,也存在一些成分更接近快太阳风的慢风,因此对太阳风分类的时候要结合更多信息(Zhao et al., 2009; Liu et al., 2020).

除了等离子体和成分信息的差异外,太阳风中的阿尔芬度也是区分快慢太阳风的重要特征.太阳风中存在大量扰动,扰动一方面是由多种波模混合在一起形成的,另一方面是由于湍流和不稳定性等造成的,阿尔芬度则是用来衡量太阳风中的扰动是否主要为阿尔芬扰动,快太阳风有较高的阿尔芬度,而慢太阳风则通常较低(Roberts et al., 1987b; Tu and Marsch, 1995).高阿尔芬度慢风是一类特殊的太阳风,有一些研究者发现,除了速度慢之外,这种风通常还具有和快风类似的成分特征,而且它可能起源于低纬度小冕洞区域(D′Amicis and Bruno, 2015; D′Amicis et al., 2018; Wang et al., 2019; Stansby et al., 2020).高阿尔芬度慢风在地球附近出现的几率低于在太阳附近,而且出现的几率受到太阳活动的影响,太阳活动高年的低速流出现高阿尔芬性的概率比低年的低速流要高一些(Roberts et al., 1987a; Bruno et al., 2006; Wang et al., 2019; D′Amicis et al., 2020).Kasper等(2019)利用PSP第一轨道近日点附近的数据探测到一段起源于小冕洞区域的高阿尔芬慢风,这个观测也支持了太阳附近高阿尔芬度风起源于小冕洞的观点.不过Huang等(2020)最近利用WIND卫星的统计研究发现,1 AU附近处的高阿尔芬度慢太阳风的氦氢比和其他慢风的相比并没有显著的差别,因此他们认为高阿尔芬度的慢风也可能有不同的起源,和高阿尔芬度慢风起源于小冕洞区域的观点是不一致的.

这些研究者都假定在传播过程中阿尔芬波和它一起出发的太阳风等离子体具有相同的源区,并在传播中不会变化,就像是绑定在一起一样(D′Amicis and Bruno, 2015).早期关于阿尔芬波在太阳风中的传播研究认为阿尔芬扰动在从太阳表面向外传播的过程中,阿尔芬扰动不一定沿着弯曲磁力线的方向传播(Völk and Aplers, 1973; Richter and Olbers, 1974; Hollweg, 1975).那么阿尔芬波一定和等离子是绑定的吗?Liu等(2020)最近报道了一个非常典型的小冕洞风多卫星联合观测事例.这段小冕洞风位于太阳活动极小年期间地球附近的共转相互作用区(CIR)内流界面(SI)前的高密度慢风中,除了速度不高外,它还具有极低的质子密度、增高的质子温度和氦氢比、降低的低电子温度等快太阳风特征,并且他们利用二次回溯的方法确定该段太阳风的源区为中低纬度活动区附近的小冕洞区域(Neugebauer et al., 2002; Fu et al., 2015). 既然起源于具有开放磁力线的小冕洞区域且具有快风的特征,我们认为这段小冕洞风应该具有高阿尔芬度特性,不过经过计算我们发现这段小冕洞风并没有较高的阿尔芬度.那么是什么原因造成慢风中小冕洞风阿尔芬度降低的呢?我们认为是由于阿尔芬波在太阳风传播过程中并不一定和等离子绑定造成的.

为了进一步验证这个假设,我们利用一个简单的太阳风模型对赤道小冕洞发出的等离子体和阿尔芬波动的传输进行了模拟,并对模拟结果进行了讨论.文章的安排如下,在第二节中,我们给出了Liu等(2020)报道的特殊事件的阿尔芬度的计算结果.第三节给出了模型的描述以及模拟结果.第四节对结果进行的分析和讨论.最后在第五小节为文章的结论.

1 小冕洞风的阿尔芬度

图 1给出了1 AU附近WIND卫星在2007年4月观测到的小冕洞风事例(Liu et al., 2020).等离子体数据来自3D Plasma and Energetic Particles Experiment(3DP)仪器(Lin et al., 1995),分辨率为3 s;磁场数据来自WIND卫星的Magnetic Field Investigation (MFI)仪器(Lepping et al., 1995),分辨率为3 s.从上到下分别是质子数密度(Np)、太阳风速度(Vp)、质子温度(Tp)、氦氢比(Nα/Np)、归一化交叉螺度(σC)和归一化剩余能量(σR),红色区域标识出被观测到的小冕洞风部分,黑色垂实线为流界面(Stream Interface, SI)的位置,流界面为快慢风相互作用的界面(Jian et al., 2006; Simunac et al., 2009).这个小冕洞风最显著的特点是质子密度非常低(低于未压缩的慢风),除了速度之外,质子温度和氦氢比也和流界面后的快风非常契合,Liu等(2020)对这段太阳风氧离子和碳离子的电荷态比值等成分信息进行了详细的分析,这里不再赘述,他们发现小冕洞风具有和冕洞起源的太阳风相似的成分特征.

图 1 WIND观测到的小冕洞事例, 红色区域为小冕洞风的位置,黑色垂直实线为流界面的位置(SI) 从上到下分别为:质子密度Np(cm-3),质子速度Vp(km·s-1),质子温度Tp(eV),氦氢比(Nα/Np),阿尔芬度归一化磁螺度σC和归一化剩余能量σR.红色水平虚线为高阿尔芬度的辅助线σC=±0.8,σR=0. Fig. 1 The small coronal hole wind observed by WIND marked by red shaded region while the SI marked by vertical solid black line From top to bottom panels are Np(cm-3), Vp(km·s-1), Tp(eV), Nα/Np, σC and σR. Red horizontal dashed lines help to indicate high Alfvénicity period with criteria for σC=±0.8 and σR=0 respectively.

阿尔芬度可以用归一化交叉螺度(σC=2〈 v·b〉/〈 v2+b2〉)和归一化剩余能量(σR= (Ev-Eb)/(Ev+Eb)) 来描述, 其中v=V-〈V〉为速度扰动量,b=vAB/| B| -〈vAB/| B|〉为速度单位的磁场扰动量,vA为局地阿尔芬速度的大小,EvEb分别代表速度和磁场的扰动能量,其中〈〉为变量在20 min窗口内的移动平均值,当|σC|≥0.8且|σR|≤0.1时,太阳风具有较高的阿尔芬度(Bruno et al., 1997; Perrone et al., 2019; Huang et al., 2020; Owens et al., 2020; Parashar et al., 2020). 图 1中小冕洞风的归一化磁螺度绝对值|σC|的平均值为0.45,远小于0.8;归一化剩余能量绝对值|σR|的平均值为0.40,远高于0.1,只有极短一段时间接近0,这些结果都说明这段小冕洞风的阿尔芬度并不高,其中的扰动不是以阿尔芬波为主(Chen et al., 2020; McManus et al., 2020; Vech et al., 2020; Zhao et al., 2020).

2 太阳风模型和模拟结果 2.1 太阳风模型原理

为了研究从太阳表面小冕洞区域同时出发的阿尔芬波和等离子体在传播过程中是否会发生分离,我们构建了一个简易太阳风模型.在这个模型中考虑了慢太阳风和小冕洞风,如图 2所示.

图 2 简易太阳模型示意图 蓝色曲线为源表面和太阳旋转方向,黑色箭头为小冕洞区域以及小冕洞发出的开放磁力线,红色曲线为阿尔芬波动,小冕洞周围是典型慢风. Fig. 2 The cartoon illustration of the model in the ecliptic plane Blue curves are the source surface (2.5 RS) and solar rotation direction. The open field (black arrow) and Alfvén wave (red curve) are emitted from a small coronal hole which surrounded by the typical slow wind.

为了计算方便,假定所有方向和位置上太阳风的速度都是沿着径向而且大小相同.我们还假定太阳风的密度只随日心距r变化,如下:

(1)

其中Np0为源表面r0距离处的密度值.这里我们忽略了快太阳风的贡献,也忽略了太阳附近可能存在的太阳风的切向速度.另外实际探测到的小冕洞风和周围典型慢风的等离子体和成分特性存在差异,但是我们发现这些差异不会影响等离子体和阿尔芬波分离的结果,为了方便计算,我们假设在实际的计算中小冕洞风和周围典型慢风具有一致的等离子体特性,但是在考虑问题的时候小冕洞风和周围慢风等离子体和成分特性是不同的.

磁场满足理想帕克螺旋线模型,即磁场在源表面处只有径向分量,而在源表面之外的行星际中具有径向和切向两个分量(Parker, 1958; Owens and Forsyth, 2013).由于磁通量守恒,径向磁场大致满足距离平方反比关系,而切向磁场与径向磁场的比值等于切向速度和径向速度的比值,负号表示与太阳自转方向相反,即

(2)

(3)

其中Br0为源表面r0距离处的径向磁场,Vpr为质子速度的径向分量,Br为磁场径向分量,Bϕ为磁场切向分量.从太阳源表面出发的典型慢太阳风中没有阿尔芬波,阿尔芬波只从小冕洞区域出发,沿着磁力线向外传播.Wang和Panasenco(2019)对太阳活动高年活动区附近的中低纬度小冕洞的极紫外(EUV) 成像进行了研究,发现由于分辨率和视场效应等因素的影响,小冕洞的准确位置很难确定,但是统计发现它们的角宽度大约为3°~10°,为了更清楚地显示,模型中小冕洞在源表面处的方位角宽度选为10°.

局地阿尔芬速度则由计算得出,其中μ0为真空中的磁导率,ρ为质子密度,B为磁场.我们利用几何光学近似来计算阿尔芬波在太阳风中的传播.几何光学近似是指忽略非线性效应,忽略磁场弯曲对阿尔芬波传播带来的影响.从太阳附近传播到地球附近,宏观磁力线的弯曲远大于阿尔芬波的波长(Richter and Olbers, 1974).简单地说,Alfvén波沿着磁力线传播是在和等离子体相对静止的参考系中,我们研究的阿尔芬波传播是在太阳静止的参考系中,波动的速度等于需要叠加上太阳风的速度,只考虑二维平面的情况,阿尔芬波在太阳风中的速度VAW具有径向和切向两个方向分量,如下:

(4)

(5)

根据速度我们可以求出阿尔芬波在太阳风中的传播(Alfvén, 1942; Hollweg, 1975; Müller et al., 2020).

2.2 典型慢风模拟结果

由于模拟的是具有相同等离子体特征的慢风和小冕洞风,因此可以利用1 AU处典型慢风的统计结果作为输入参量代入模型进行计算.根据Cranmer等(2017)工作中对慢太阳风的统计结果,我们选取了合适的参数,其中Np(1 AU) = 12.5 cm-3, Vr(1 AU) =350.0 km·s-1, 由于Cranmer等(2017)工作中没有给出磁场的值,我们对该事例中的慢风的径向磁场取平均值Br(1 AU)=10.0 nT.假设小冕洞连续释放等离子体和阿尔芬波并且持续了10 h,之后小冕洞消失.小冕洞的延续时间没有对应的研究资料,根据Liu等(2020)对小冕洞风的空间分布可以推测出这个小冕洞可能存在的时间在5 h以上,因此10 h是一个合理的选择.我们以0.5 h为时间间隔,把以上输入参数代入模型进行计算得到以下模拟结果.

图 3t=10.5 h的模拟结果,由于阿尔芬波传播的速度比等离子体速度快,因此阿尔芬波动分布的区域(绿色区域)和从同时从小冕洞出发的等离子体(紫色区域)出现了非常明显的分离.最早出发的阿尔芬波已经传到接近55.5 RS附近,而最早出发的等离子体才刚刚抵达21.5 RS附近.小冕洞等离子体和阿尔芬波部分分离会形成低阿尔芬度冕洞风、高阿尔芬典型慢风和高阿尔芬冕洞风三个类型.

图 3 模型在t=10.5 h的模拟结果 图中紫色区域代表小冕洞发出的等离子体,绿色区域代表小冕洞发出的阿尔芬波,它们重叠的部分用格子图案来表示.虚线圆为35.8 RS的区域,右下角为该模型所用到的初始参数(1 AU处典型慢风). Fig. 3 Model result at t=10.5 h The purple region denotes small coronal hole plasma, the green region denotes Alfvén wave, the overlapped region shaded in grid. The dashed circle indicates the 35.8 RS, the initial parameter for the model listed at bottom right (typical slow wind at 1 AU).

图 4a表示在t=12.0 h时从小冕洞同时出发的等离子体和阿尔芬波动正好发生完全分离发生,随后在传播中等离子体和阿尔芬波之间的距离会逐渐增大.图 4b为在t=116.5 h时低阿尔芬度小冕洞等离子体(紫色区域)到达1 AU附近,此时具有冕洞特征的慢风出现在典型慢风的中间,并且它的阿尔芬特性不高,这就解释了Liu等(2020)报导的小冕洞风被慢风包裹着且阿尔芬度不高的现象.

图 4 模型在t=12.0 h(a)和t=116.5 h(b)的模拟结果,图中格式和图 3一致 Fig. 4 Model result at (a) t=12.0 h and (b) t=116.5 h. Other format are same as Fig. 3
3 结果讨论 3.1 太阳附近小冕洞风与阿尔芬波

Kasper等(2019)利用帕克号太阳探针(PSP)在第一轨道的近日点附近(35.8 RS)探测到起源于小冕洞区域的高阿尔芬度慢风,且高阿尔芬度区间出现密度降低的特征,这个现象表明这段冕洞起源的等离子体和阿尔芬波在传播至35.8 RS时重叠的部分被卫星探测到.我们注意到和图 3利用1 AU典型慢风的模拟结果表明在35.8 RS时等离子体和阿尔芬波已经完全分离,我们认为造成的结果不一致的原因可能是参数不同. 为了验证我们的想法,我们选取PSP卫星在近日点,35.8 RS附近(2018-11-06/11 ∶ 39 ∶ 47 —2018-11-06/12 ∶ 59 ∶ 47)的太阳风数据的平均值作为新的输入参数.其中密度和速度数据来自PSP的Solar Wind Electrons, Alphas, and Protons(SWEAP)仪器,分辨率为60 s(Kasper et al., 2016);磁场数据来自PSP的FIELDS仪器组,分辨率为60 s(Bale et al., 2016). 最后得到模型的输入参量为Np(35.8 RS) = 321.7 cm-3, Vr (35.8 RS)=320.0 km·s-1, Br(35.8 RS)=87.9 nT,小冕洞仍然持续10 h,代入模型得到了太阳附近小冕洞风和阿尔芬波的模拟结果,如图 5所示.

图 5 模型在t=20.5 h的结果,输入参数为35.8 RS附近的太阳风平均值.其他格式同图 3 Fig. 5 Model result at t=20.5 h, the initial parameter is the average properties of the solar wind at 35.8 RS. Other format are same as Fig. 3

图 5中我们可以看到在t=20.5 h的时候,它们近日点时还没有完全分离(t=24 h时完全分离),此时存在重叠区域,如果卫星正好穿过重叠区域,就可以观测到高阿尔芬度低密度慢风,这个结果就解释了Kasper等(2019)的探测结果.但是我们也发现,在该输入参数下低密度小冕洞等离子体和阿尔芬波重叠的面积非常小,这也会导致卫星也有很大的概率观测到低阿尔芬度的冕洞风或者高阿尔芬度的普通慢风.然而在公开的文献中并没有发现这样的事例被报道,还需要进一步研究.

3.2 和1AU处统计结果的比较

Huang等(2020)利用WIND卫星数据对‘2018-11-01/06 ∶ 00 UT’到‘2018-11-04/01 ∶ 00 UT’时间范围内慢风的阿尔芬度、氦氢比和温度各向异性进行统计分析,结果表明高阿尔芬度慢太阳风的氦氢比与低阿尔芬度的慢风的没有显著的区别,由于氦氢比可以用来判断太阳风的起源,他们得出高阿尔芬慢风可能有多种起源来解释这一统计结果.

这个结果也可以利用等离子体和阿尔芬波分离的来解释.我们对该段时间内WIND卫星探测到的慢风(<450 km·s-1)的密度、速度和径向磁场平均值进行计算,得到Np(1 AU)=7.9 cm-3, Vr(1 AU) = 360.7 km·s-1, Br(1 AU) = 3.8 nT,由于这段太阳风也被太阳附近近日点处的PSP先观测到,因此我们假设这些风是起源于小冕洞区域,并且小冕洞的持续时间为10 h,把这些输入参数代入到模型中,模拟结果如图 6所示.

图 6 模型在t=18.0 h(a)和t=95.0 h(b)的模拟结果 图中格式和图 3一致.模型输入参数为WIND卫星在2018-11-01/06 ∶ 00 UT—2018-11-04/01 ∶ 00 UT时间内的慢风的平均参数. Fig. 6 Model result at (a) t=18.0 h and (b) t=95.0 h The initial parameter is the average properties of the solar wind observed by WIND at 1AU during 2018-11-01/06 ∶ 00 UT—2018-11-04/01 ∶ 00 UT. Other format are same as Fig. 3.

图 6at=18.0 h时等离子和阿尔芬波在近日点附近刚刚分离,因此在传播至1 AU的时候,它们已经完全分离.图 6bt=95.0 h时高阿尔芬慢风(绿色区域所示)被地球附近的卫星探测到,由于都是普通的慢风,因此它们的氦氢比也没有明显的差异,这一点也解释了Huang等(2020)的统计结果,其中的高阿尔芬度慢风在等离子体密度、温度各项异性和氦氢比都没有显著的特点.

4 结论

我们利用一个简单的太阳风模型计算了慢太阳中,从一个小冕洞风同时发出的等离子和阿尔芬波动的在行星际空间中的传播.计算结果显示在传播过程中,等离子体和波动发生了非常显著的分离.这一结果解释了Liu等(2020)最近的观测事例中低密度慢风中阿尔芬度不高的现象,也解释了黄佳等人对高阿尔芬度慢太阳风的统计结果.

为了计算方便对这个模型做了一些合理的近似假设,比如太阳风是理想太阳风,忽略了快风和慢风、慢风与小冕洞风、阿尔芬波和等离子体之间的相互作用,忽略了传播中太阳风速度变化,利用几何光学近似研究波动在太阳风中的传播等等.这些近似可能会影响等离子体和波动分离的具体时间和分离距离的大小,但是不会改变他们分离这一结果.

由此我们得出了以下三点结论:

(1) 从小冕洞出发的慢太阳风等离子体在行星际传播的过程中,会和同时出发的阿尔芬波分离.

(2) 在1AU处观测到的成分,密度像快太阳风的小冕洞风并不一定具有高的阿尔芬度,因为同时出发的阿尔芬波传输到了其他区域.

(3) 高阿尔芬度慢风的成分和其他慢风没有显著区别.因为阿尔芬波并不和同时出发的等离子相互绑定.

关于PSP在太阳附近的观测结果需要在未来进一步研究.如果结合PSP,Solar Orbiter等卫星计划的观测结果(Müller et al., 2020),证实在太阳不同距离上的阿尔芬度慢风在统计学上有显著的区别,对分离的理论就是一个非常有用的支持.

致谢  感谢NASA的WIND(SPDF/CDAWeb https://spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/wind/)和PSP(SPDF/CDAWeb https://spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/psp/)的数据.
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