[論文レビュー] Why is the Fast Solar Wind Fast and the Slow Solar Wind Slow? A Survey of Geometrical Models

Steven R. Cranmer|arXiv (Cornell University)|Jun 21, 2005

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 7

ひとこと要約

この論文は、太陽風がコロナルホールで速く、ストリーマ境界で遅い理由を、フラックスチューブの幾何学的形状と関連付けることで調査している。アルフヴェン波加熱と反射のモデルを用い、超半径方向拡大の幾何学的形状が加熱率を決定することを予測している。コロナルホールでは拡大が遅いため波の散逸が効率よく起こり、高速風が生じるが、ストリーマ境界では急速な拡大により加熱が抑制され、低速風が生じる。これは、二峰性の太陽風速度分布を幾何学的に説明するものである。

ABSTRACT

Four decades have gone by since the discovery that the solar wind at 1 AU seems to exist in two relatively distinct states: slow and fast. There is still no universal agreement concerning the primary physical cause of this apparently bimodal distribution, even in its simplest manifestation at solar minimum. In this presentation we review and extend a series of ideas that link the different states of solar wind to the varying superradial geometry of magnetic flux tubes in the extended corona. Past researchers have emphasized different aspects of this relationship, and we attempt to disentangle some of the seemingly contradictory results. We apply the hypothesis of Wang and Sheeley (as well as Kovalenko) that Alfven wave fluxes at the base are the same for all flux tubes to a recent model of non-WKB Alfven wave reflection and turbulent heating, and we predict coronal heating rates as a function of flux tube geometry. We compare the feedback of these heating rates on the locations of Parker-type critical points, and we discuss the ranges of parameters that yield a realistic bifurcation of wind solutions into fast and slow. Finally, we discuss the need for next-generation coronagraph spectroscopy of the extended corona - especially measurements of the electron temperature above 1.5 solar radii - in order to confirm and refine these ideas.

研究の動機と目的

• コロナ内の磁気フラックスチューブの幾何的性質を用いて、太陽風速度の二峰性分布（高速対低速）を説明すること。
• アルフヴェン波のフラックスがフラックスチューブ全体で一様であるが、加熱効率は幾何学的形状に依存するという仮説を検証すること。
• フラックスチューブの超半径方向拡大の関数としてのコロナ加熱率を予測し、それが風加速に与えるフィードバックを評価すること。
• 高速風と低速風の解の安定な分岐を生じさせるパラメータ範囲を特定すること。
• 次世代のコログラフ分光測定を提唱し、1.5 R☉以上の電子温度を測定することで、幾何学的加熱モデルの検証を行うこと。

提案手法

• モデルは、WangとSheeley（1995）の仮説（基部でアルフヴェン波フラックスが一様）を、非WKB的アルフヴェン波反射と乱流加熱のモデルに適用している。
• 加熱率は、主に3次元磁場モデル（Banaszkiewiczら 1998）から導出された、フラックスチューブの超半径方向拡大係数 f(r) に依存する関数として計算されている。
• 風速解の特定に寄与する、加熱がParker型臨界点の位置に与えるフィードバックを分析している。
• 中心部のコロナルホールとストリーマ境界領域の両方で、異なる拡大率を持つフラックスチューブの予測された加熱および風速プロファイルを比較している。
• 粒子特有の加熱効果を組み込み、電子加熱と陽子加熱のプラズマへの影響が安定性および風速に与える影響を区別している。
• 幾何学的加熱予測が、インサイト観測およびリモートセンシング観測（UVCSおよびHeliosデータを含む）と整合するかを評価している。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 磁気フラックスチューブの超半径方向拡大は、アルフヴェン波散逸およびコロナ加熱の効率にどのように影響するか？
• RQ2 なぜ拡大が遅いフラックスチューブ（コロナルホール）は高速太陽風を生じるが、急速に拡大するフラックスチューブ（ストリーマ境界）は低速太陽風を生じるのか？
• RQ3 自己一貫性のある加熱モデルにおいて、高速風と低速風の解の安定な分岐を生じさせる幾何学的および波動パラメータの範囲は何か？
• RQ4 電子と陽子への加熱分布の違いは、風加速および安定性にどのように影響するか？
• RQ5 幾何学的加熱モデルを確認するために必要な観測的診断（特に1.5 R☉以上の電子温度）は何か？

主な発見

• モデルは、超半径方向拡大が遅いフラックスチューブ（コロナルホール内）では、アルフヴェン波の反射および減衰が強化され、有効加熱率が高くなると予測している。これにより風速が速くなる。
• ストリーマ境界部の急速に拡大するフラックスチューブでは、波エネルギーの堆積が減少し、結果として加熱が低減され、風速も遅くなる。
• 予測された加熱率は、観測された風速分布と整合しており、太陽で観測された風速とフラックスチューブ拡大の逆相関関係とも一致している。
• 電子加熱モデルでは、陽子加熱モデルと比較して中層コロナの温度が低く、風速も遅くなることが示され、キネティック加熱分配の重要性が浮き彫りになった。
• モデルは、観測された二峰性の風速分布が、異なる物理的駆動要因によるものではなく、波エネルギー堆積の幾何学的モード変調によるものであると示唆している。
• 1.5 R☉以上の電子温度を測定する今後の測定が、異なるフラックスチューブ幾何学における予測された加熱率変動を直接検証するために不可欠である。