太陽風(fēng)的起源和加速是太陽和空間物理懸而未決的重大科學(xué)問題。作為人類首顆直接進(jìn)入太陽大氣觀測的衛(wèi)星，帕克太陽探測器（Parker Solar Probe，簡稱“PSP”）衛(wèi)星提供了前所未有的觀測年輕太陽風(fēng)的機會。聲速臨界點是太陽風(fēng)由亞聲速轉(zhuǎn)變?yōu)槌曀俚奈恢?，是太陽風(fēng)加速的關(guān)鍵區(qū)域，一般認(rèn)為該臨界點離日心幾個太陽半徑。中國科學(xué)院國家空間科學(xué)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等人（2024）報道了首次PSP對聲速臨界點處日冕的直接就地測量，此次觀測指出聲速臨界點驚人地高，離日心約為15個太陽半徑。隨著PSP進(jìn)入日冕更深的位置，研究并確認(rèn)近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間的起源和特性具有非常重要的意義。

劉潁研究員課題組從已有的PSP觀測中，鑒定出所有的近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間，對相關(guān)區(qū)間的起源和性質(zhì)進(jìn)行了綜合研究。其中PSP在第10軌的觀測可能代表了對近亞聲速太陽風(fēng)最早的就地測量（見圖1）。在第10軌的近亞聲速區(qū)間中，徑向磁場非常光滑，磁力線回轉(zhuǎn)現(xiàn)象（switchback）幾乎完全消失。比起周圍的超聲速但亞阿爾芬太陽風(fēng)與超阿爾芬太陽風(fēng)，近亞聲速區(qū)間具有更小的磁場偏轉(zhuǎn)角和徑向速度起伏（除以當(dāng)?shù)氐陌柗宜俣龋@些磁場偏轉(zhuǎn)角本質(zhì)上是背景帕克螺旋的角度。近亞聲速區(qū)間中有極低的速度、極低的密度、以及極低的質(zhì)子溫度，可能表明PSP正在采樣冕洞的外圍區(qū)域。由于聲速基本保持不變，因此聲速臨界點的穿越主要歸因于極低的太陽風(fēng)速度。

圖1: PSP在第10軌觀測到的近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間

表1給出了所有的近亞聲速區(qū)間以及它們相關(guān)的物理參數(shù)。研究發(fā)現(xiàn)，目前觀測到的所有的近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間具有共同的特征，包括極低的密度（平均約2.4 cm^-3）、極低的速度（平均約120 km s^-1）、極低的質(zhì)子溫度（平均約2×10⁵ K）、以及磁場偏轉(zhuǎn)幾乎完全消失（磁場偏轉(zhuǎn)角本質(zhì)上是背景帕克螺旋角度）。通過對這些近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間進(jìn)行溯源，研究團(tuán)隊發(fā)現(xiàn)它們在太陽上的源區(qū)位于冕洞邊界，或者是面積很小的冕洞。上述的起源和特征符合劉潁研究員等人（2023）提出的低馬赫數(shù)邊界層（LMBL）概念。LMBL具有快速發(fā)散的磁力線，可以解釋近亞聲速太陽風(fēng)中的低速度，而LMBL位于冕洞的外圍區(qū)域這一條件可以解釋觀測到的低密度。值得注意的是，我們觀測到的近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間主要位于15 - 20個太陽半徑。而一般認(rèn)為，聲速臨界點位于距離日心2 - 5個太陽半徑處。這表明研究團(tuán)隊觀測到的近亞聲速太陽風(fēng)是一種特殊類型的太陽風(fēng)，可以被視為聲速臨界面向外的“突起”結(jié)構(gòu)。

表1：PSP觀測到的近亞聲速區(qū)間及其特征

圖2給出了一些關(guān)鍵參數(shù)（密度、速度、溫度和磁場）的分布，從圖中可以看出近亞聲速太陽風(fēng)與超聲速但亞阿爾芬太陽風(fēng)、以及超阿爾芬太陽風(fēng)之間性質(zhì)的差別。超阿爾芬太陽風(fēng)具有比超聲速但亞阿爾芬太陽風(fēng)更高的密度和速度。近亞聲速太陽風(fēng)區(qū)間具有最低的速度，這一特點可以由其起源（即LMBL）來解釋。超阿爾芬太陽風(fēng)具有比超聲速但亞阿爾芬太陽風(fēng)更低的溫度，這一現(xiàn)象可以被解釋為太陽風(fēng)由于膨脹而冷卻。令人驚訝的是，近亞聲速太陽風(fēng)具有最低的溫度，這可能表明近亞聲速太陽風(fēng)的加熱仍然不充分。對于磁場來說，磁場正負(fù)偏轉(zhuǎn)角分布的不對稱性來自于背景帕克螺旋磁場?？梢钥吹诫S著近亞聲速太陽風(fēng)逐漸演化為超聲速但亞阿爾芬太陽風(fēng)、以及超阿爾芬太陽風(fēng)，磁場偏轉(zhuǎn)角向更大的值偏移并形成更寬的分布。這一結(jié)果表明磁力線回轉(zhuǎn)現(xiàn)象（switchback）的振幅依賴于徑向聲速馬赫數(shù)或者徑向阿爾芬馬赫數(shù)。

圖2：太陽風(fēng)在不同階段的密度、速度、溫度和磁場偏轉(zhuǎn)角的分布

研究團(tuán)隊進(jìn)一步研究發(fā)現(xiàn)，較大的磁場偏轉(zhuǎn)角往往發(fā)生于較高的聲速馬赫數(shù)（見圖3）。當(dāng)聲速馬赫數(shù)接近1或小于1時，磁場偏轉(zhuǎn)角非常小且有一個相對平坦的分布，這本質(zhì)上是背景帕克螺旋的角度。此外，等離子體β值也非常?。s0.01），極低的β值表明磁場在低日冕中占據(jù)主導(dǎo)地位，從而使得磁力線不容易被大尺度MHD波所偏折?；谝陨嫌^測，研究團(tuán)隊認(rèn)為磁力線回轉(zhuǎn)現(xiàn)象（switchback）可能起源于聲速臨界點以上，符合劉潁研究員等人（2024）的結(jié)論。

圖3：磁場偏轉(zhuǎn)角和太陽風(fēng)聲速馬赫數(shù)的關(guān)系

論文發(fā)表于《天體物理學(xué)報（The Astrophysical Journal）》，第一作者為空間中心研究生程文帥，通訊作者為劉潁研究員。該研究揭示了目前近亞聲速太陽風(fēng)具有共同的起源和特性，指出太陽風(fēng)的聲速臨界點可發(fā)生于較遠(yuǎn)距離，對于理解年輕太陽風(fēng)的特性及其起源和加速具有重要的意義。

Citation:

Wenshuai Cheng, Ying D. Liu, Hao Ran, Yiming Jiao，Michael L. Stevens, and Justin C. Kasper, Origin and Properties of the Near-subsonic Solar Wind Observed by Parker Solar Probe, 2024, The Astrophysical Journal, 967, 58 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad3b98)

（供稿：天氣室）