[論文レビュー] Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle

Steven R. Cranmer, John L. Kohl+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 1, 2010

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、UVCS/SOHO観測データと理論的モデルを用いて、太陽活動周期にわたるコロナ加熱および太陽風加速を調査している。2007–2009年の太陽黒spot最小期に、磁場が弱まったことで1 AUにおける太陽風密度が20%低下し、温度が10–14%低下したことが示された。モデルは自由パラメータを一切用いずに、アルフエーン波およびMHD乱流のメカニズムを用いてこれらの変化を正確に予測した。

ABSTRACT

This paper reviews our growing understanding of the physics behind coronal heating (in open-field regions) and the acceleration of the solar wind. Many new insights have come from the last solar cycle's worth of observations and theoretical work. Measurements of the plasma properties in the extended corona, where the primary solar wind acceleration occurs, have been key to discriminating between competing theories. We describe how UVCS/SOHO measurements of coronal holes and streamers over the last 14 years have provided clues about the detailed kinetic processes that energize both fast and slow wind regions. We also present a brief survey of current ideas involving the coronal source regions of fast and slow wind streams, and how these change over the solar cycle. These source regions are discussed in the context of recent theoretical models (based on Alfven waves and MHD turbulence) that have begun to successfully predict both the heating and acceleration in fast and slow wind regions with essentially no free parameters. Some new results regarding these models - including a quantitative prediction of the lower density and temperature at 1 AU seen during the present solar minimum in comparison to the prior minimum - are also shown.

研究の動機と目的

• 開放磁場領域におけるコロナ加熱および太陽風加速を駆動する物理的メカニズムを理解すること。
• UVCS/SOHOによる拡張コロナ観測を活用して、理論的モデルと実地観測の間に生じる不一致を解消すること。
• 1996–1997年と2007–2009年の太陽最小期を比較し、風の性質に関するモデル予測を検証すること。
• 自由パラメータを最小限に抑えて、アルフエーン波およびMHD乱流が太陽風の加熱と加速に果たす役割を評価すること。
• コロナホールおよびストリーマー内の異なるイオン種におけるプラズマパラメータ（温度、密度、速度）の観測的制約を強化すること。

提案手法

• 1.5–10 R☉の拡張コロナにおけるプラズマの進化を追跡するため、14年間にわたるUVCS/SOHOのコロナホールおよびストリーマーに対するリモートセンシング測定データを用いた。
• 波乱流散逸（WTD）および共鳴線形励起（RLO）に基づく理論的モデルを適用し、太陽風の加熱および加速を模擬した。
• Ulyssesの実地観測データとモデル出力を統合して、太陽最小期にわたる風速、密度、温度の変化に関する予測を検証した。
• 下部太陽大気の半経験的および理論的モデルを用いて、コロナ加熱プロセスの境界条件を制約した。
• H I ライマンアルファおよびO VIの多種イオン温度・密度測定データを統合し、電子とイオンの温度分離を評価した。
• 観測値とモデル値の径方向プロファイルを比較することで、太陽最小期間におけるプラズマパラメータの変化を定量化した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 1996–1997年と2007–2009年の太陽最小期におけるコロナ加熱および太陽風加速メカニズムの違いは何か？
• RQ2 自由パラメータを一切用いずに、アルフエーン波およびMHD乱流モデルは観測された太陽風密度および温度の変化をどの程度正確に予測できるか？
• RQ3 コロナホールの形状および磁場強度が拡張コロナおよび太陽風の性質をどのように規定するか？
• RQ4 ストリーマベルトの緯度的広がりの変化が、太陽風の発生領域およびプラズマ流出に与える影響は何か？
• RQ5 衝突なしコロナプラズマにおける競合する加熱メカニズムを区別するためには、どのような観測的制約が必要か？

主な発見

• 2007–2009年の太陽最小期には、1996–1997年と比較して、極域コロナホールの面積が15%小さく、平均光球磁場が40%弱くなった。
• 弱まったコロナ磁場にもかかわらず、1 AUにおける太陽風速度はUlyssesデータで–3%、モデル出力で+1%とほとんど変化せず、加速メカニズムの頑健さが示された。
• 太陽風密度は観測で17%低下、モデルで22%低下し、温度は観測で14%低下、モデルで8%低下した。
• ガス圧および動圧は両方の観測とモデルで20–30%低下し、加熱の減少および低プラズマ入力と整合的であった。
• 理論的モデルは、2007–2009年の最小期における低コロナ域での電子温度の低下およびわずかに減少した密度を正確に予測し、初期のUVCSスペクトルライントレンドと一致した。
• UVCSデータは、2007–2009年にH I ライマンアルファ強度が高く、O VI強度が低い傾向にあることを示唆しており、これは電子温度および密度の低下と整合的であるが、完全なスペクトルモデリングによる確認が必要である。