在太陽風從日冕流向行星際的過程中，太陽風會由磁能主導轉(zhuǎn)變?yōu)橛蓜幽苤鲗В憩F(xiàn)為其速度超過當?shù)氐陌柗也ㄋ俣?。阿爾芬表面是太陽風由亞阿爾芬速度轉(zhuǎn)變?yōu)槌柗宜俣鹊姆纸缑?，也是日冕與行星際空間的分界面。亞阿爾芬速太陽風和超阿爾芬速太陽風應具有不同的性質(zhì)。同時，日冕加熱與太陽風加速被認為主要發(fā)生在阿爾芬表面以下。因此，對亞阿爾芬速太陽風性質(zhì)的研究和對阿爾芬表面的位置的推斷都具有重要的科學意義。

　　Parker Solar Probe（PSP）衛(wèi)星自2021年4月首次觀測到亞阿爾芬速的太陽風以來，又多次進入阿爾芬表面以下區(qū)域，獲得了亞阿爾芬速區(qū)域等離子體及磁場等信息。中國科學院國家空間科學中心（以下簡稱“空間中心”）太陽活動與空間天氣重點實驗室劉潁研究員課題組從已有的PSP觀測中，鑒定出所有的、穩(wěn)定的亞阿爾芬速太陽風區(qū)間，將其起源和性質(zhì)與同期的超阿爾芬速太陽風進行了對比研究。表1給出了亞阿爾芬速區(qū)間以及它們相關的物理參數(shù)。

表1：PSP在第8軌到14軌觀測到的亞阿爾芬速區(qū)間及其特征。

　　研究發(fā)現(xiàn)，目前觀測到的穩(wěn)定的亞阿爾芬速太陽風區(qū)間具有共同特征，包括較低的速度、低密度、減弱的磁力線回轉(zhuǎn)（Switchback）、以及增大的阿爾芬半徑等（見表1）。通過對這些亞阿爾芬速流進行溯源，我們發(fā)現(xiàn)它們在太陽上的源區(qū)往往位于冕洞邊界、或者狹窄的/面積小的開放磁力線快速發(fā)散的區(qū)域。這些性質(zhì)和起源符合劉潁研究員等人（2023）提出的低馬赫數(shù)邊界層（LMBL）概念。在LMBL中，太陽風阿爾芬馬赫數(shù)降低。隨著PSP靠近太陽，LMBL的馬赫數(shù)率先降低到1以下，形成了觀測到的亞阿爾芬速太陽風流。

　　研究團隊進一步揭示年輕太陽風的結構組成。圖1展示的是原始階段的超阿爾芬速太陽風和亞阿爾芬速太陽風的速度-密度分布情況。對于超阿爾芬速太陽風，可以看到分為兩個部分。其中一部分速度較高、密度較低，推測來源于冕洞內(nèi)部的開放磁力線區(qū)域；另一部分速度較低、密度較高，來自于冕流等磁力線閉合區(qū)域。對于亞阿爾芬速太陽風（同時也是LMBL），可以看到其速度較低、密度也較低，這一特點可以由其起源于快速發(fā)散的開放磁力線來解釋。這一結果表明原始階段的太陽風由三種成分構成，即來自冕洞內(nèi)部的低密度快太陽風、來自冕流的高密度慢太陽風、來自冕洞邊界的低密度慢太陽風（即劉潁等人定義的LMBL）。

圖1：原始階段太陽風的速度-密度分布。

圖2：左，阿爾芬半徑在黃道面的分布。右，阿爾芬半徑的概率密度分布函數(shù)。

　　研究團隊改進了劉潁等人提出的計算阿爾芬半徑的方法，得到了更加全面的阿爾芬半徑的分布情況（圖2）。阿爾芬半徑在黃道面的分布結果表明，太陽風阿爾芬過渡區(qū)的形態(tài)符合“崎嶇”的表面（“rugged”surface）。超阿爾芬速太陽風的阿爾芬半徑集中在12個太陽半徑左右，而亞阿爾芬速太陽風的阿爾芬半徑主要分布于15 – 25個太陽半徑。也就是說，PSP目前主要在阿爾芬半徑增大的區(qū)域觀測到亞阿爾芬速太陽風，而不是在典型的阿爾芬半徑的距離，即目前PSP對亞阿爾芬速太陽風的觀測主要集中在LMBL。未來隨著其高度進一步下降，PSP可能觀測到更多不同類型的亞阿爾芬速太陽風，特別是來自冕洞內(nèi)部的亞阿爾芬速太陽風。

　　論文發(fā)表于The Astrophysical Journal，第一作者為空間中心研究生焦怡明，通訊作者為劉潁研究員。該研究揭示了目前亞阿爾芬速太陽風的普遍特性，并給出了原始太陽風的構成、以及阿爾芬半徑的分布情況，對于理解年輕太陽風特性及其起源和加速、阿爾芬表面的形態(tài)具有重要意義。

　　Citation: Yiming Jiao, Ying D. Liu*, Hao Ran, and Wenshuai Cheng, Properties of Steady Sub-Alfv nic Solar Wind in Comparison with Super-Alfv nic Wind from Parker Solar Probe Measurements, 2024, The Astrophysical Journal, 960, 42

　　(https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad0dfe)

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