[论文解读] 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 7

一句话总结

本文通过将风速与通量管几何结构关联，探究了日冕洞中太阳风为何快速、在冠层边界处为何缓慢的原因。基于阿尔芬波加热与反射的模型预测，超径向扩张几何结构决定了加热速率：日冕洞中扩张较慢，有利于波的高效耗散与快速风；而在边界处快速扩张则抑制加热，导致风速缓慢——为太阳风速度的双峰分布提供了几何解释。

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.

研究动机与目标

• 通过日冕中磁通量管的几何特性解释太阳风速度的双峰分布（快 vs. 慢）。
• 检验阿尔芬波通量在通量管中均匀分布，但加热效率随几何结构变化的假设。
• 将日冕加热速率预测为通量管超径向扩张的函数，并评估其对风加速的反馈作用。
• 识别在自洽加热模型中产生快慢风解稳定分岔的参数范围。
• 倡导开展下一代日冕仪光谱观测，以测量1.5 R☉以上电子温度，从而检验几何加热模型。

提出的方法

• 该模型将Wang和Sheeley（1995）提出的基底阿尔芬波通量均匀的假设，应用于非WKB的阿尔芬波反射与湍流加热模型。
• 加热速率作为通量管几何结构的函数被计算，特别是源自三维磁场模型（Banaszkiewicz等，1998）的超径向扩张因子f(r)。
• 分析加热对帕克型临界点位置的反馈作用，以确定风速解。
• 该模型比较了扩张速率不同的通量管（中心日冕洞与冠层边界区域）的预测加热与风速分布。
• 分析中纳入了粒子特异性加热效应，区分电子加热与质子加热等离子体的影响，及其对稳定性与风速的作用。
• 该方法评估了几何加热预测与原位观测及远程观测数据（包括UVCS和Helios数据）的一致性。

实验结果

研究问题

• RQ1 磁通量管的超径向扩张如何影响阿尔芬波耗散与日冕加热的效率？
• RQ2 为何扩张缓慢的通量管（日冕洞）产生快速太阳风，而扩张迅速的通量管（冠层边界）产生缓慢太阳风？
• RQ3 在自洽加热模型中，哪些几何与波参数范围能产生快慢风解的稳定分岔？
• RQ4 电子与质子加热沉积的差异如何影响风加速与稳定性？
• RQ5 需要哪些观测诊断手段——尤其是1.5 R☉以上电子温度——以确认几何加热模型？

主要发现

• 该模型预测，超径向扩张较慢的通量管（如日冕洞中的通量管）由于阿尔芬波反射与阻尼增强，经历更高的有效加热速率，从而导致风速更快。
• 在冠层边界处快速扩张的通量管表现出波能量沉积减少，导致加热降低，风速更慢。
• 预测的加热速率与观测到的风速分布一致，并与太阳表面风速与通量管扩张之间的反相关性相符。
• 电子加热模型的中日冕温度低于质子加热模型，且风速更慢，凸显了动能加热分配的重要性。
• 该模型表明，观测到的双峰风速分布并非源于不同的物理驱动机制，而是波能量沉积的几何调制所致。
• 未来对1.5 R☉以上电子温度的测量对于直接检验不同通量管几何结构下预测的加热速率变化至关重要。