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Oct 21, 2023

Austausch-Wiederverbindung als Quelle des schnellen Sonnenwinds in koronalen Löchern

Naturband 618, Seiten

Nature Band 618, Seiten 252–256 (2023)Diesen Artikel zitieren

260 Altmetrisch

Details zu den Metriken

Der schnelle Sonnenwind, der die Heliosphäre erfüllt, stammt aus der Tiefe von Regionen mit offenem Magnetfeld auf der Sonne, die als „koronale Löcher“ bezeichnet werden. Die für die Beschleunigung des Plasmas verantwortliche Energiequelle wird vielfach diskutiert; Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass es letztendlich magnetischer Natur ist, mit möglichen Mechanismen wie Wellenerwärmung1,2 und Austausch-Wiederverbindung3,4,5. Das koronale Magnetfeld in der Nähe der Sonnenoberfläche ist auf Skalen strukturiert, die mit „Supergranulations“-Konvektionszellen verbunden sind, wodurch absteigende Strömungen intensive Felder erzeugen. Die Energiedichte in diesen „Netzwerk“-Magnetfeldbündeln ist eine mögliche Energiequelle für den Wind. Hier berichten wir über Messungen schneller Sonnenwindströme der Raumsonde Parker Solar Probe (PSP)6, die starke Beweise für den Austausch-Wiederverbindungsmechanismus liefern. Wir zeigen, dass die Supergranulationsstruktur an der koronalen Basis im sonnennahen Sonnenwind eingeprägt bleibt, was zu asymmetrischen Flecken magnetischer „Serpentinen“7,8 und stoßartigen Windströmen mit Potenzgesetz-ähnlichen energiereichen Ionenspektren bis über 100 keV führt. Computersimulationen der Austauschwiederverbindung unterstützen wichtige Merkmale der Beobachtungen, einschließlich der Ionenspektren. Aus den Daten lassen sich wichtige Merkmale der Austauschwiederverbindung in der niedrigen Korona ableiten, einschließlich der Tatsache, dass die Wiederverbindung kollisionsfrei erfolgt und dass die Energiefreisetzungsrate ausreicht, um den schnellen Wind anzutreiben. In diesem Szenario erfolgt die magnetische Wiederverbindung kontinuierlich und der Wind wird sowohl durch den resultierenden Plasmadruck als auch durch die radialen Alfvénischen Strömungsausbrüche angetrieben.

Jüngste Messungen der NASA Parker Solar Probe (PSP) zeigten, dass der aus koronalen Löchern austretende Sonnenwind in „Mikroströmen“ mit einer Winkelskala (5–10°) im Carrington-Längengrad9 organisiert ist, ähnlich den zugrunde liegenden Supergranulationszellen, die mit horizontalen Strömungen verbunden sind in der Photosphäre10. Allerdings lagen die Fußpunkte der vorherigen PSP-Begegnung in hohen Breiten auf der anderen Seite der Sonne, sodass die magnetische Struktur der Zellen und ihre Verbindung zum Raumschiff nicht bestimmt werden konnten, was eine vollständige Analyse der Quelle der Mikroströme verhinderte .

Bei Sonnenbegegnung 10 (E10) kam PSP bis auf 12,3 Sonnenradien (RS) an die Photosphäre heran. Abbildung 1 fasst die Plasma-11-, energiereichen Ionen-12- und Magnetfeldmessungen13 zusammen, die in der Nähe des Perihels durchgeführt wurden. Ein Ionenspektrogramm in Abb. 1a,b erstreckt sich von thermischen Energien bis etwa 85 keV und ist, wie die Protonengeschwindigkeit in Abb. 1c, als diskrete „Mikroströme“9,14,15 strukturiert, deren Dauer von etwa 10 Stunden auf etwa 2 Stunden abnimmt h, wenn sich die Raumsonde dem Perihel nähert. Die Daten in Abb. 4b (und später diskutiert) zeigen, dass es sich bei den Ionenenergieverteilungen um Potenzgesetze bei hoher Energie handelt, die bis über 100 keV hinausreichen. Die charakteristische Struktur der Mikroströme ist in Abb. 1c durch rote Bögen hervorgehoben, und eine blaue Kurve zeigt die gemessene thermische Alphateilchenhäufigkeit AHe = nα/np an (wobei nα und np die Alphateilchendichte bzw. die Protonenzahldichte sind). welches ähnlich moduliert ist. Das hohe erste Ionisierungspotential von Helium erfordert, dass die Alphateilchenhäufigkeit an der Basis der Korona oder in der Chromosphäre eingefroren wird16, sodass diese Mikrostromstrukturen an der Quelle des Windes selbst organisiert werden. Die radiale Komponente des interplanetaren Magnetfelds in Abb. 1d zeigt, dass auch Alfvénische Feldumkehrungen mit großer Amplitude, „Serpentinen“, mit den Mikroströmen verbunden sind. Ein Potentialfeldquellenoberflächenmodell (PFSS)17,18,19 (Methoden) wird verwendet, um die Fußpunkte des Magnetfelds abzuleiten, das mit dem PSP verbunden ist und eine Verbindung zu zwei unterschiedlichen koronalen Löchern zeigt. Die Zeitreihe des Längengrads des Fußpunkts auf der Sonnenoberfläche ist in Abb. 1e und als weiße Rauten gegenüber einem 193-Å-Bild des Solar Dynamics Observatory/Extreme Ultraviolet20 in Abb. 2a dargestellt.

a,b: Heiße Sonnenwindionen in a erreichen eine Energie von mehr als 85 keV als suprathermische Schweife auf der Protonenteilchenverteilung in b. c, Rote Bögen markieren die Mikrostromstruktur der Sonnenwind-Radialgeschwindigkeit (VR), die in der Carrington-Länge auf Winkelskalen organisiert ist, die mit der Supergranulationskonvektion und dem Magnetfeld des photosphärischen Netzwerks verbunden sind (Abb. 2). Die Dauer dieser Mikroströme wird kürzer, wenn die Raumsonde durch das Perihel in der Nähe der Mitte dieser Figur beschleunigt und schneller über den Längengrad von Carrington streicht. Die thermische Alphateilchenhäufigkeit (AHe, blaue Spur in c) wird in ähnlicher Weise durch die Mikrostromstruktur moduliert. Die Alphateilchenhäufigkeit ist an der Basis der Korona eingefroren. d, Umkehrungen des radialen Magnetfelds (BR), sogenannte „Switchbacks“, werden durch die Mikroströme organisiert und sind durch die Alfvénicity-Bedingung mit den radialen Strömungsausbrüchen verknüpft. e: Photosphärische Fußpunkte aus einer PFSS-Modellinstanziierung weisen auf zwei verschiedene koronale Lochquellen hin, die auf dem Carrington-Längengrad (Lon) gut voneinander getrennt sind, dargestellt in Abb. 2 (und als gepunktete Linien in Abb. 1e).

a: Eine Karte der Korona im extremen Ultraviolett (193 Å) zeigt kühlere Regionen (dunklere Pixel), die mit einem offenen Magnetfeld in zwei separaten, nahezu äquatorialen koronalen Löchern verbunden sind. Ein PFSS-Modell bildet das interplanetare Magnetfeld des PSP-Raumfahrzeugs auf Fußpunkte (weiße Rauten) innerhalb der koronalen Löcher ab. b, Das Magnetfeld- und Geschwindigkeits-Mikrostromprofil innerhalb des ersten koronalen Lochs: Das obere Feld zeigt die minimale (blau) und maximale (rot) Radialgeschwindigkeit in Abhängigkeit vom Längengrad, und das zweite Feld zeigt das vertikale Magnetfeld entlang der Fußpunkte, die sich von der Photosphäre bis erstrecken 30 mm aus Magnetogrammmessungen und einem PFSS-Modell, das die Bewegung des Raumfahrzeugs berücksichtigt. Das untere Feld ist eine Karte der Magnetfeldpolarität direkt über der Photosphäre, wiederum aus dem PFSS-Modell. c, Die entsprechende Struktur im zweiten koronalen Loch. Diese Daten deuten darauf hin, dass das radiale Magnetfeld in gemischten radialen Polaritätsintervallen im gleichen Maßstab wie die von PSP beobachteten Geschwindigkeitsmikroströme organisiert ist.

Korrespondenz der zeitlichen Struktur der Spitzkehren- und Radialgeschwindigkeitsausbrüche mit der räumlichen Periodizität des Oberflächenmagnetfelds, dokumentiert in Abb. 1 und 2 deuten darauf hin, dass die magnetische Wiederverbindung zwischen offenen und geschlossenen Magnetfeldern in der unteren Korona (Austausch-Wiederverbindung) der Auslöser dieser Ausbrüche ist9,21,22,23. Es wird erwartet, dass die Wiederverbindung der Austauschverbindungen in der schwach kollidierenden Korona eher stoßweise als stetig erfolgt24,25,26,27. Die energiereichen Ionen und der erhöhte Druck in diesen Ausbrüchen sind ebenfalls Zeichen der Wiederverbindung28,29,30. Die Daten deuten darauf hin, dass es sich um einen kontinuierlichen Prozess in den Quellregionen des offenen Flusses handelt. Abbildung 3c ist ein Schema, das die Wiederverbindung des offenen Flusses mit geschlossenen Flussbereichen in der unteren Korona zeigt. In dieser Abbildung wandert der offene Fluss nach links und verbindet sich wieder mit aufeinanderfolgenden Bereichen mit geschlossenem Fluss, was zur Folge hat, dass der stoßartige Ausfluss aus der Austauschwiederverbindung den gesamten offenen Fluss füllt, wie in den Daten zu sehen ist.

a, eine zeitliche Abfolge des dimensionslosen radialen Flusses entlang des Schnitts, dargestellt durch die horizontale weiße Linie in b. Jeder aufeinanderfolgende Schnitt ist durch eine Zeit von 0,037 L/VA getrennt, wobei L/VA die Alfvén-Transitzeit über den Simulationsbereich ist und nach oben verschoben wird, um eine Überlappung der Daten zu vermeiden. Die Schnitte zeigen die stoßartige Natur des Abflusses, die aus der Erzeugung von Flusssträngen innerhalb der länglichen Strömungsschicht resultiert24,25,26,27. Wie im Schema gezeigt, weisen neu verbundene Feldlinien höhere Abflussflüsse auf als Feldlinien, die früher wieder verbunden wurden. b: Der dimensionslose radiale Fluss mit darüber liegenden Magnetfeldern in Weiß aus einer PIC-Simulation der Austauschwiederverbindung, die die Auf- und Abwärtsflüsse von Alfvénic von der Wiederverbindungsstelle über der koronalen Oberfläche zeigt. Einzelheiten zum Simulationsaufbau finden Sie im Zusatzmaterial. Das wieder verbundene Magnetfeld wandert nach links, während es sich aufrichtet und den Ausströmer antreibt. c, Ein Schema der Wiederverbindung zwischen offenem und geschlossenem Magnetfluss (Austauschwiederverbindung) in der niedrigen Korona basierend auf den in Abb. 1 gezeigten PSP-Daten. Die Daten legen nahe, dass die Wiederverbindung zwischen offenem und geschlossenem Fluss nahezu kontinuierlich ist. Im Schema bewegt sich der offene magnetische Fluss kontinuierlich nach links. Eine offene Feldlinie verbindet sich zunächst wieder mit dem geschlossenen Fluss über der Sonnenoberfläche und bildet nach oben und unten gerichtete Schleifen. Das offene gebogene Feld richtet sich dann auf und treibt die Alfvénic-Strömung nach außen. Während sie sich nach links bewegt, schneidet die offene Feldlinie dann einen anderen geschlossenen Flussbereich und der Vorgang wiederholt sich. Somit ist der offene Fluss vollständig mit schnell ausströmendem Plasma gefüllt – dem Abgas aus der Austauschwiederverbindung. Die Schnitte der Radialgeschwindigkeit, die von einem Beobachter gemessen wurden, der den offenen Fluss oben im Schema kreuzt, deuten darauf hin, dass die stoßartigen Ausflüsse mit der höchsten Geschwindigkeit auf neu wieder verbundenen Magnetfeldern stattfinden, wohingegen die Flüsse mit der höchsten Geschwindigkeit bereits auf Feldlinien stattfinden, die sich früher wieder verbunden haben am Beobachtungsort vorbeigefahren. Diesmal war die Asymmetrie in den E06-Daten deutlich9.

Um festzustellen, dass die Austauschwiederverbindung die Quelle der stoßartigen Strömungen ist, verwenden wir die Messungen und etablierten Prinzipien der Wiederverbindung, um die grundlegenden Eigenschaften in der niedrigen Korona abzuleiten. Die Stärke des sich wieder verbindenden Magnetfelds ist ein Schlüsselparameter. Da die Feldstärke an der Basis der Korona erhebliche Schwankungen aufweist, schätzen wir die Amplitude des sich wieder verbindenden Magnetfelds ab, indem wir das gemessene Magnetfeld am PSP zurück auf die Sonnenoberfläche projizieren. Der R−2-Abfall des radialen Magnetfelds mit heliosphärischem Abstand R ist im Sonnenwind gültig, fällt jedoch näher an der Sonne aus. Daher verwenden wir eine Kombination des R-2-Verhaltens bei großem R mit einem Abfall, der aus einem oberflächengemittelten PFSS-Modell unter 2,5 Rs abgeleitet wurde (Extended Data, Abb. 1). Die resultierende Projektion des 600-nT-Magnetfelds bei 13,4 Rs auf die niedrige Korona beträgt 4,5 G, was mit den PFSS-Daten in Abb. 2 übereinstimmt. Die Plasmadichte an der Basis der Korona wird nicht direkt gemessen. Die charakteristische Amplitude der stoßartigen Strömungen am PSP liegt jedoch bei etwa 300 km s−1. Da es sich bei den Strömen während der stoßartigen Wiederverbindung um alfvénische Ströme handelt, können wir die Dichte anhand der Magnetfeldstärke abschätzen. Die resultierende Dichte beträgt etwa 109 cm−3, ein angemessener Wert für die niedrige Korona31.

Um festzustellen, ob die Energiefreisetzungsrate ausreicht, um den Wind anzutreiben, schätzen wir die Wiederverbindungszuflussrate Vr. Eine untere Grenze ergibt sich aus der Tatsache, dass die Strömungsstöße nahezu kontinuierlich sind. Wir definieren die Wiederverbindungszeit als tr = LB/Vr, die Zeit, die offene Feldlinien benötigen, um die charakteristische Skalenlänge LB des Oberflächenmagnetfelds zu durchlaufen, die etwa 10° oder 6 × 104 km beträgt. Ein zweites Mal ist die Zeit tb ≈ RPSP/VR für die Wiederverbindungsstöße, um das Raumschiff bei RPSP zu erreichen. Im Grenzfall tr ​​>> tb würden die Abflüsse von der Wiederverbindungsstelle schnell an der Raumsonde vorbeiströmen und es gäbe keine Hochgeschwindigkeitsströme, bis die Raumsonde eine Verbindung zu einer anderen Wiederverbindungsstelle herstellte. Wenn tr ≤ tb, würde das Raumschiff stoßartige Strömungen messen, wenn das Raumschiff die gesamte Supergranulationsskala durchquert. Die Beobachtungen zeigen Letzteres, da während der gesamten Überschreitung der Supergranulationsskala stoßartige Strömungen gemessen werden. Beobachtungen deuten darauf hin, dass tr ≤ tb oder Vr ≈ LBVR/RPSP ≈3 km s−1 oder etwa 0,01 der lokalen Alfvén-Geschwindigkeit beträgt, ein niedriger Wert, wenn die Wiederverbindung kollisionsfrei erfolgt,32,33,34, aber mit der magnetohydrodynamischen (MHD) Vorhersage vergleichbar35 . Bei Umgebungstemperaturen von etwa 100 eV liegt das elektrische Wiederverbindungsfeld daher etwa drei Größenordnungen über dem Dreicer-Runaway-Feld. In diesem Regime sind Kollisionen zu schwach, um die Elektronenbeschleunigung zu begrenzen, und es dominieren kollisionsfreie Prozesse. Die Rate der Freisetzung magnetischer Energie aus der Wiederverbindung des Austauschs ergibt sich aus VrB2/4π ≈ 5 × 105 erg cm−2 s−1 unter Verwendung von B = 4,5 G und Vr = 3 km s−1. Dies ist vergleichbar mit dem, der zum Antrieb des Hochgeschwindigkeitswinds erforderlich ist und etwa 105–106 Erg cm−2 s−1 beträgt.

Durch die PSP-Beobachtungen, die Messungen des Oberflächenmagnetfelds des Solar Dynamics Observatory/Helioseismic and Magnetic Imager (SDO/HMI) und bekannte Eigenschaften der magnetischen Wiederverbindung haben wir festgestellt, dass die Austausch-Wiederverbindung ausreicht, um sowohl den Basis-Sonnenwindstrom in der Umgebung anzutreiben durch den radialen Druckabfall und die auf dieser Strömung liegenden Mikrostromstöße. Weitere Tests des Reconnection-Szenarios betreffen die Strukturierung der Strömungsausbrüche und die Produktion energiereicher Protonen und Alphas. Eine wichtige Beobachtung, über die in den E06-Daten berichtet wird9 und die im Schema in Abb. 3c dargestellt ist, ist die zeitliche Asymmetrie in den Ausbrüchen: Ausbrüche mit großer Amplitude beginnen scharf und nehmen über die Burst-Periode hinweg allmählich ab, und die Zeitsequenz wiederholt sich dann. Daten aus einer Particle-in-Cell (PIC)-Simulation sind in Abb. 3b (Methoden) dargestellt. Ein Schnitt durch den simulierten Auslass zeigt Hochgeschwindigkeitsausbrüche auf neu verbundenen Feldlinien im Auspuff neben der magnetischen Separatorzelle, wohingegen auf Feldlinien im Abgasinneren die schnellsten Strömungsausbrüche die Stelle des Schnitts bereits passiert haben die gemessenen Flüsse sind schwächer (Abb. 3a). Unsere Simulationen stützen die Hypothese, dass die vom PSP beobachteten Ausbrüche Kreuzungen von Austausch-Wiederverbindungsauspuffanlagen entsprechen. Dispersionssignaturen sind in der Spitze der Erdmagnetosphäre als Folge der Wiederverbindung an der terrestrischen Magnetopause gut dokumentiert36. Die Wiederverbindung zwischen dem geschlossenen magnetischen Fluss der Erde und dem „offenen“ Fluss im Sonnenwind ist ein Analogon der koronalen Austausch-Wiederverbindung.

Schließlich wurde das Spektrum energiereicher Protonen und Alphas aus den Austausch-Wiederverbindungssimulationen berechnet. Die Simulation umfasst vollständig abgespaltene Alphateilchen, deren Anzahl 5 % beträgt, ähnlich der Sonnenatmosphäre16. Die Energieflussspektren beider Arten sind in Abb. 4a dargestellt. Die Daten stammen aus dem ausströmenden Abgas und umfassen nur beschleunigtes Plasma. Protonen und Alphas weisen für beide Arten eine energetische, nicht-thermische Potenzgesetzverteilung mit Spektralindizes von etwa −8 auf. Wie in Abb. 4b dargestellt, gibt es im Spektrum des differentiellen Energieflusses von Teilchen in der Zeit 04:00–19:00 Uhr am 20. November 2021 (aus Abb. 1) auch energiereiche Protonen und Alphas mit Energien jenseits von 100 keV . Die Spektren sind wiederum eher weich und haben Spektralindizes von etwa −9, was mit den Simulationsdaten übereinstimmt. Die Energie in der Simulation wird auf den freien Parameter mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) normiert. Durch Gleichsetzung des Energieminimums des Protonenleistungsgesetzes in der Simulation (ungefähr 5 mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\)) mit dem der PSP-Messungen (ungefähr 7 keV) , stellen wir fest, dass der koronale Wert von mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) etwa 1,4 keV beträgt, verglichen mit etwa 0,9 keV aus der 300 km s−1-Schätzung für VA basierend auf der Amplitude der stoßartigen Strömungen, gemessen bei 13,4 Rs. Dass die beiden Werte von mi \({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) nahe beieinander liegen, weist darauf hin, dass die Alfvén-Geschwindigkeit in der Korona, in der die Wiederverbindung stattfindet, im Bereich von 300–400 liegt km s−1.

a, Die Protonen- (blau) und Alphateilchen-Energieflüsse (rot), die aus dem Abgasauslass einer Austausch-Wiederverbindungssimulation entnommen wurden (Einzelheiten zur Simulation finden Sie unter „Methoden“). Die Energienormalisierung in der Simulation ist mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\), was ein beliebiger Parameter ist35. Die Einheiten in der Ordinatenrichtung sind willkürlich, obwohl die reduzierte Höhe des Alpha-Flusses die 5-prozentige Zahlendichte der Alphas widerspiegelt. Beide Flüsse erreichen ihren Höhepunkt und gehen dann in unterschiedliche Soft-Power-Gesetze mit Steigungen von −8,6 bzw. −7,7 für die Protonen und Alphas über, wobei das Alpha-Spektrum zu einer höheren Energie verschoben ist als das der Protonen. Die Spektralindizes der energiereichen Ionen hängen von der Stärke des umgebenden Führungsmagnetfelds (außerhalb der Ebene) ab, wobei stärkere Führungsfelder weichere Spektren erzeugen. Die Daten stammen aus einer Simulation mit einem Führungsfeld von 0,55 des wieder verbindenden Magnetfelds. b, Die Protonen- (blau) und Alpha-Energieflüsse (rot) aus PSP-Messungen während des Zeitintervalls 04:00:00–19:00:00 Uhr am 20. November 2021 aus Abb. 1. Wie in den Simulationen sind die Spektrenspitzen und rollen in suprathermische Schweife über, die einem Potenzgesetz ähneln, mit einer ähnlichen Steigung von −9 für die Protonen. Somit liegen die Potenzgesetzsteigungen aus der Simulation und den Beobachtungsdaten sehr nahe beieinander. Die Alpha-Messung erstreckt sich nicht auf Energie, die hoch genug ist, um ein Potenzgesetzverhalten zu charakterisieren. Schließlich können wir die niedrige Energiegrenze der Potenzgesetzverteilung aus der Simulation (ungefähr 5 mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\)) und Beobachtungen (ungefähr 7 keV) verwenden ), um festzustellen, dass der Wert von mi\({V}_{{\rm{A}}}^{2}\) an der koronalen Wiederverbindungsstelle etwa 1,4 keV beträgt. Dies ist vergleichbar mit etwa 0,9 keV aus der 300 km s−1-Schätzung für VA, basierend auf der Amplitude der stoßartigen Strömungen, die vom PSP bei 13,4 Rs gemessen wurden.

Es ergibt sich das Bild, dass die Wiederverbindung das umgebende koronale Plasma direkt ausreichend erhitzt, um den Massenausfluss anzutreiben37,38,39 und gleichzeitig die turbulenten Geschwindigkeitsstöße erzeugt, die diesen Ausfluss begleiten24,25,26,27. Erweiterte Daten Abb. 2 zeigt die starke Erwärmung von Protonen aus der Simulation in Abb. 3a,b. Natürlich kann ein Teil der magnetischen Energie, die während der Wiederverbindung freigesetzt wird, die Form von Alfvén-Wellen1,2 oder anderen magnetischen Strukturen5 annehmen, die höher in der Koronarregion verteilt werden können, um den Massenausfluss weiter voranzutreiben1,2,5,37. Allerdings zeigen die In-situ-Daten der Wiederverbindung in der Erdmagnetosphäre40 und an der heliosphärischen Stromschicht41 eher eine starke lokale Plasmaerregung als eine Wellenerzeugung. Die Zeitasymmetrie, die die stoßartigen Strömungen charakterisiert,9 und die spektralen Indizes der Potenzgesetzverteilungen energiereicher Ionen stimmen bemerkenswert gut mit den Austausch-Wiederverbindungssimulationsdaten überein, in denen die lokale Plasmaerregung Wellen und Turbulenzen dominiert. Dennoch könnten dreidimensionale Simulationen mit größerer Skalentrennung stärkere magnetische Turbulenzen zeigen. In beiden Szenarien ist die Wiederverbindung des Austauschs der wahrscheinliche Energieantriebsmechanismus des schnellen Sonnenwinds. Aktuelle Fernerkundungsmessungen42,43 unterstützen auch das Szenario der magnetischen Wiederverbindung des Austauschs. Wir stellen fest, dass in der gesamten vom PSP gemessenen inneren Heliosphäre strukturierte Mikroströme und magnetische Serpentinen vorhanden sind und dass der Hauptunterschied zwischen dem langsamen und dem schnellen Sonnenwind in der magnetischen Topologie des darunter liegenden koronalen Lochs liegen könnte.

Um die in den Abb. gezeigten Fußpunkte zu erzeugen, In den Abbildungen 1e und 2 wurde ein PFSS-Modell16,17 mit einem Magnetogramm der Air Force Data Assimilative Photospheric Flux Transport–Global Oscillation Network Group (ADAPT–GONG)44,45,46 vom 21. November 2022 ausgeführt, wobei die Höhe der Quelloberfläche auf den kanonischen Wert eingestellt war von 2.5 RS19 mithilfe der Open-Source-Software pfsspy47. Die Fußpunktkartierung vom PSP bis zur Sonnenoberfläche folgte der Methodik48, die eine ballistische Heliosphäre49,50 und den PFSS-Bereich von 2,5 RS bis hinunter zur Photosphäre51 umfasste.

Die Ergebnisse für PSP E10 waren eindeutig und überzeugend. Wie in den Abb. gezeigt. 1 und 2, vom 20. bis 21. November, drehte sich das PSP schneller als die Sonne und bewegte sich im Carrington-Referenzrahmen, der in diesen Diagrammen gezeigt wird, von links nach rechts. Die Fußpunktkartierung verband tief im Inneren zwei koronale Löcher mittlerer Breite mit negativer Polarität und beträchtlicher Fläche. Diese Quellenkartierung wird im Vergleich zu früheren PSP-Begegnungen aufgrund des Vergleichs der In-situ-Daten einzigartig gut unterstützt. Erstens lässt sich die vom PSP während der Begegnung gemessene magnetische Polarität gut durch die aktuelle Blattgeometrie des PFSS und die Polarität des koronalen Lochs erklären. Zweitens entsprechen die Zeiten, in denen das PSP die Mitte dieser großen koronalen Löcher kartiert, den Maxima der Sonnenwindgeschwindigkeit, und zu dem Zeitpunkt, an dem die Verbindung im Modell von einer Quelle zur anderen wechselt, gibt es einen deutlichen Rückgang der Sonnenwindgeschwindigkeit. eindeutig im Einklang mit der Durchquerung überdehnter Feldlinien an den koronalen Lochgrenzen52. Diese Entsprechung ist in Abb. 1 deutlich zu sehen, wo der im unteren Feld markierte Übergang zwischen „Strom 1“ und „Strom 2“ dem Rückgang der Sonnenwindgeschwindigkeit entspricht (schwarze Kurve, Abb. 1c).

Wir verwenden Protonen- und Alphateilchenmessungen aus der Instrumentensuite Solar Wind Electrons Alphas and Protons (SWEAP)11 auf PSP. Das Protonenspektrum in Abb. 4 stammt aus dem SF00-Datenprodukt des Solar Probe Analyzer (SPAN-Ion), wurde über den Zeitraum vom 20. November 2021 um 04:00:00 Uhr bis zum 20. November 2021 um 19:00:00 Uhr gemittelt und summiert über alle Blickrichtungen. Wir arbeiten in Einheiten des Energieflusses und nicht in Zahlenflüssen oder Verteilungsfunktionen, da dies zu einem Spektrum führt, das weniger Größenordnungen bei hoher Energie umfasst, was den Vergleich zwischen SPAN-Ion und Integrated Science Investigation of the Sun (ISOIS)/Epi-Ion erleichtert. Lo-Daten sowie die Größe, die am direktesten mit den SPAN-Ion-Messungen zusammenhängt. Das Potenzgesetz für die Protonen wird an die vier SPAN-Datenpunkte mit der höchsten Energie und die ISOIS-Datenpunkte angepasst. Das Alpha-Spektrum wird auf die gleiche Weise aus dem SF01-Datenprodukt von SPAN-Ion erhalten, mit der Ausnahme, dass eine kleine Menge (etwa 1 %) der aus dem SF00-Kanal eindringenden Schadstoffprotonen berücksichtigt und subtrahiert wird. Die starke Verschiebung der Alphas zu höheren Energien im Verhältnis zu den Protonen während dieses Intervalls bedeutet, dass die verunreinigenden Protonen keinen Einfluss auf den Potenzgesetzteil des Spektrums oder seinen Exponenten haben und nur die Datenpunkte mit der niedrigsten Energie beeinflussen.

Die Stärke des Magnetfelds, das die Wiederverbindung des Austauschs antreibt, steuert die Geschwindigkeit der Freisetzung magnetischer Energie und die Spektren der erzeugten energiereichen Teilchen. Obwohl die SDO/HMI-Beobachtungen die Struktur des Magnetfelds in der unteren Korona bekannt machen, zeigen diese Messungen nicht die Stärke des Magnetfelds, das tatsächlich eine Neuverbindung durchläuft, da es erhebliche Schwankungen der Feldstärke entlang der Oberfläche gibt. Um die Stärke des Magnetfelds abzuschätzen, das die vom PSP gemessenen Strömungsstöße antreibt, projizieren wir das gemessene Magnetfeld am PSP und projizieren dieses Magnetfeld nach unten auf die Sonnenoberfläche. Das radiale Magnetfeld BR am Perihel von E10 beträgt, wie in Abb. 1 dargestellt, etwa 600 nT. Direkte Messungen des radialen Profils von BR über die ersten fünf PSP-Umlaufbahnen haben eine R-2-Skalierung für das Feld45 ergeben, die mit der Erhaltung des radialen magnetischen Flusses übereinstimmt. Abweichungen von dieser Skalierung sind jedoch in der Nähe der Sonne zu erwarten. Da der geschlossene Fluss einen wesentlichen Teil der Sonnenoberfläche einnimmt, wird der offene Fluss insbesondere auf einen kleineren Teil der Sonnenoberfläche komprimiert, was zu einer stärkeren Kompression des Magnetfelds in der Nähe der Sonnenoberfläche führt. Eine grobe Schätzung der erhöhten Magnetfeldkompression kann durch Mittelung des radialen Magnetfelds erhalten werden, das aus dem PFSS-Modell während des E10-Perihels erhalten wurde. Die radiale Abhängigkeit dieses gemittelten Feldes ist in Abb. 1 der erweiterten Daten dargestellt. Die Magnetfeldkompression von 2,5 Rs, der äußeren Grenze des PFSS-Gitters, bis knapp über die Sonnenoberfläche beträgt etwa 26, was deutlich über der Kompression von liegt etwa 6,25 aus der R−2-Abhängigkeit. Daher gehen wir davon aus, dass R−2 die radiale Abhängigkeit von R = 13,4 Rs bis 2,5 Rs beschreibt und nehmen die Kompression von 26 von 2,5 Rs bis knapp über die Sonnenoberfläche an. Die Projektion des 600-nT-Feldes auf die Sonnenoberfläche beträgt etwa 4,5 G, was in angemessener Übereinstimmung mit der Stärke des in Abb. 2 gezeigten Magnetfelds der Sonnenoberfläche steht.

Unsere auf Projektionen der PSP-Beobachtungen zurück zur niedrigen Korona basierende Schätzung der Austauschwiederverbindungsrate legt nahe, dass die Wiederverbindung dort tief im kollisionsfreien Regime liegt. Um die Struktur des Austausch-Wiederverbindungsabgases und die daraus resultierenden energetischen Protonen- und Alpha-Spektren, die am PSP gemessen wurden, zu untersuchen, verwenden wir das PIC-Modell p3d (Lit. 53). Das MHD-Modell reicht nicht aus, um die in den PSP-Daten dokumentierte Partikelenergetisierung zu untersuchen. Wir beschränken die Berechnungen auf ein zweidimensionales System mit einer anfänglichen magnetischen Geometrie, die zu einer erneuten Verbindung zwischen offenem und geschlossenem Flusstief in der Korona führt3,54. Aufgrund der mit dem PIC-Modell möglichen Einschränkungen hinsichtlich der Domänengröße gibt es in den Simulationen keine Schwerkraft, sodass das Modell nicht die vollständige Dynamik des Solarwind-Antriebsmechanismus beschreibt. Darüber hinaus werden an der nominellen koronalen Oberfläche keine liniengebundenen Randbedingungen festgelegt. Somit ist das Modell keine vollständige Beschreibung der Austauschwiederverbindung in der niedrigen Korona, sondern liefert Informationen über die Dynamik der kollisionsfreien Wiederverbindung, die Struktur des Ausströmgases, die Massenerwärmung und die Spektren beschleunigter Teilchen. Wir berücksichtigen Alphateilchen (5 % nach Anzahl), damit die Spektren von Protonen und Alphas verglichen werden können.

Der Ausgangszustand für die Simulation besteht aus einem Band vertikalen Flusses (Feldstärke B0 in negativer radialer Richtung) mit einer niedrigen Plasmadichte (0,1 n0) und einem angrenzenden Bereich mit höherer Dichte, der ein zylindrisches Gleichgewicht darstellt. Der detaillierte Ausgangszustand wurde bereits zuvor beschrieben23, daher werden die zugrunde liegenden Gleichungen hier nicht wiederholt. Das Spitzenmagnetfeld des zylindrischen Gleichgewichts beträgt 0,76 B0 mit einer Spitzendichte von n0. Die Temperaturen sind einheitlich mit Te = Tp = Ta = 0,06 mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) mit VA0 der Alfvén-Geschwindigkeit basierend auf B0, n0 und der Protonenmasse mp . Daher ist der Plasmadruck im Anfangszustand klein im Vergleich zum magnetischen Druck, wie in der Korona zu erwarten ist. Das Führungsfeld Bz ist überall ungleich Null mit einem Profil, das die Druck- und Zugkräfte ausgleicht. Die Stärke des Führungsfeldes kann durch die Wahl seines Wertes im Bereich des vertikalen Flusses variiert werden. Sein Wert hat keinen wesentlichen Einfluss auf die in Abb. 3 dargestellte Gesamtstruktur und Dynamik der Wiederverbindung. Da jedoch ein starkes Führungsfeld den Fermi-Antriebsmechanismus für den Teilchenenergiegewinn schwächt, steuert das Führungsfeld den Potenzgesetzindex energiereicher Protonen und Alphas . Die in Abb. 4 dargestellten Energieflüsse stammen aus einer Simulation mit einem Führungsfeld von 0,55 B0. Simulationen mit einem schwächeren (stärkeren) Leitfeld führten zu härteren (weicheren) Spektren.

Die Ergebnisse der Simulation werden in normalisierten Einheiten dargestellt: Zeiten zur Alfvén-Transitzeit über den Bereich der Skalenlänge L, L/VA0, Plasmaflüsse zu n0VA0 und Energien zu mp\({V}_{{\rm{A} }0}^{2}\). Die Domänenabmessungen in x- und y-Richtung sind gleich. Das Massenverhältnis mp/me = 25 ist künstlich, ebenso wie die Lichtgeschwindigkeit (20 VA0) und die Protonenträgheitsskala dp = L/163,84. Wie in früheren Arbeiten festgestellt wurde, reagieren die Ergebnisse nicht auf diese Werte33,34. Der Radius des zylindrischen Magnetfelds beträgt 60 dp und die Gitterskalen betragen 0,02 dp in beide Raumrichtungen, mit etwa 400 Partikeln pro Zelle.

Da die Geschwindigkeiten und Energien in der Simulation auf die Alfvén-Geschwindigkeiten VA0 bzw. mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) normiert sind, erfordert ein direkter Vergleich mit den Beobachtungen, dass diese Parameter und insbesondere die Alfvén-Geschwindigkeit VA0, bei der die Wiederverbindung stattfindet, werden ermittelt. Wie im Haupttext beschrieben, verwenden wir zwei unterschiedliche Ansätze zur Schätzung von VA0. Der erste ergibt sich aus der Amplitude der vom PSP bei 13,4 Rs gemessenen Strömungsstöße, die Werte von etwa 300 km s−1 haben. Die zweite Möglichkeit ergibt sich aus dem Vergleich der Protonenspektren aus der Simulation und denen, die mit SPAN-Ion gemessen wurden. Konkret setzen wir die untere Energiegrenze des Protonen-Potenzgesetz-Spektrums aus der Simulation und den Beobachtungen gleich. Daraus ergibt sich mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\) = 1,4 keV, was VA0 = 370 km s−1 entspricht. Somit liefern die beiden Ansätze vergleichbare Werte, was uns einen direkten Vergleich der Simulationsergebnisse mit den Beobachtungen ermöglicht. Die Spektralindizes von etwa −8 für die Protonen- und Alpha-Energieflüsse aus der Simulation sind unabhängig von dieser Normalisierung. Dass sie ungefähr mit den Beobachtungsdaten übereinstimmen, ist ein starker Beleg für das Austausch-Wiederverbindungsmodell für diese energiereichen Teilchen. Wir stellen außerdem fest, dass eine Simulation mit der halben Domänengröße (L = 81,92 dp) Potenzgesetzsspektren mit ähnlichen Spektralindizes erzeugte.

Viele der globalen Modelle, die zur Erforschung der Beschleunigung des Sonnenwinds verwendet wurden, basieren auf der Annahme, dass Alfvén-Wellen1,2 oder andere Formen magnetischer Strukturen5 in die niedrige Korona injiziert werden und die mit dieser Turbulenz verbundene Erwärmung den Druck erzeugt erforderlich, um den Wind anzutreiben. Da als Ursache dieser Turbulenzen oft die Austauschwiederverbindung angeführt wird, ist es wichtig zu untersuchen, ob ein wesentlicher Teil der freigesetzten magnetischen Energie als magnetische Turbulenz im Vergleich zur direkten Teilchenerregung oder Massenströmung auftritt. In den erweiterten Daten ist Abb. 2 ein zweidimensionales Diagramm der Protonentemperatur aus derselben Simulation und gleichzeitig mit dem Diagramm des vertikalen Protonenflusses in Abb. 3b dargestellt. Das gesamte ausströmende Abgas ist mit Hochtemperaturprotonen gefüllt, deren Temperaturen einen großen Bruchteil von mp\({V}_{{\rm{A}}0}^{2}\ ausmachen, was, wie im Haupttext besprochen, der Fall ist liegt im Bereich von 0,9 keV bis 1,4 keV. Die verzerrten Feldlinien im Reconnection-Abgas, die in Abb. 3b und Extended Data Abb. 2 erkennbar sind, legen nahe, dass die Reconnection auch Wellen und magnetische Turbulenzen antreibt. Eine detaillierte Untersuchung der relativen Energie, die als magnetische Turbulenz gegenüber direkter Erwärmung auftritt, wurde nicht durchgeführt, stellt jedoch eine wichtige Erweiterung der vorliegenden Ergebnisse dar, insbesondere in drei Dimensionen, wo der Prozess der Wiederverbindung viel dynamischer ist.

Die in dieser Studie verwendeten PSP-Missionsdaten sind in der NASA Space Physics Data Facility (https://nssdc.gsfc.nasa.gov) offen verfügbar und wurden mit dem IDL/SPEDAS-Softwarepaket (https://spedas.org/) analysiert. blog/). Für die Computersimulationen wurden Ressourcen des National Energy Research Scientific Computing Center verwendet, einer Benutzereinrichtung des DOE Office of Science, die vom Office of Science des US-Energieministeriums im Rahmen der Vertragsnummer unterstützt wird. DE-AC02-05CH11231. Simulationsdaten sind unter https://doi.org/10.5281/zenodo.7562035 verfügbar.

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Die FIELDS-, SWEAP- und ISOIS-Suiten wurden unter dem NASA-Vertrag NNN06AA01C entworfen, entwickelt und werden auch betrieben. Wir würdigen die außergewöhnlichen Beiträge des PSP-Missionsbetriebs- und Raumfahrzeugtechnikteams am Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University. MV wurde teilweise vom International Space Science Institute, Bern, durch das J. Geiss-Stipendium unterstützt. JFD und MS wurden vom NASA Drive Science Center on Solar Flare Energy Release (SolFER) im Rahmen von Grant 80NSSC20K0627, NASA Grant 80NSSC22K0433 und NSF Grant PHY2109083 unterstützt. TSH wird durch den STFC-Zuschuss ST/W001071/1 unterstützt. OP wurde durch den NASA Grant 80NSSC20K1829 unterstützt. Elemente dieser Arbeit profitierten von den Diskussionen beim Treffen von Team 463 am International Space Science Institute (ISSI).

Physikabteilung, University of California, Berkeley, CA, USA

SD Bale & MD McManus

Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley, CA, USA

SD Bale, MD McManus, DE Larson & T. Phan

Department of Physics, Institute for Physical Science and Technology und Joint Space Institute, University of Maryland, College Park, MD, USA

JF Drake

Institut für Forschung in Elektronik und angewandter Physik, University of Maryland, College Park, MD, USA

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NE Raouafi & D. Mitchell

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M. Velli

Abteilung für Astrophysikalische Wissenschaften, Princeton University, Princeton, NJ, USA

DJ McComas

California Institute of Technology, Pasadena, Kalifornien, USA

CMS Cohen

Advanced Heliophysics Inc., Los Angeles, Kalifornien, USA

O. Panasenco

BWX Technologies, Inc., Washington, DC, USA

JC Kasper

Klima- und Weltraumwissenschaften und -technik, University of Michigan, Ann Arbor, MI, USA

JC Kasper

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SDB und JFD verfassten das Manuskript mit wesentlichen Beiträgen von STBS. DB analysierte die PSP-Messungen, wobei MDM, MID, TSH und DELSTB mit Beiträgen die PFSS-Analyse durchführten. JFD und MS führten die Computersimulationen durch. SDB, JCK und DJM leiten jeweils die Teams PSP/FIELDS, SWEAP und ISOIS. Alle Autoren beteiligten sich an der Dateninterpretation und lasen und kommentierten das Manuskript.

Korrespondenz mit SD Bale.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature dankt Vadim Uritsky, GP Zank und den anderen, anonymen Gutachtern für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

Die Größe der radialen Komponente des Magnetfelds wird durch die PFSS-Implementierung modelliert, eingeschränkt durch Magnetogramme an den photosphärischen Fußpunkten und die offene Randbedingung bei 2,5 RS. Diese Feldstärke stimmt mit dem an der Parker Solar Probe gemessenen Feld überein und wird zur Schätzung der Alfvén-Geschwindigkeit an der Wiederverbindungsstelle verwendet.

Die Protonentemperatur wird aus derselben Simulation und zur gleichen Zeit wie der in Abb. 3b gezeigte vertikale Fluss gezeigt. Die Temperatur ist normiert auf mp\({V}_{{\rm{A}}{\rm{0}}}^{{\rm{2}}}\), was, wie im Haupttext besprochen, ist im Bereich von 0,9 keV bis 1,6 keV. Da also die magnetische Energie, die pro Teilchen während der Wiederverbindung freigesetzt wird, etwa mp\({V}_{{\rm{A}}{\rm{0}}}^{{\rm{2}}}\ beträgt, a Ein großer Teil der freigesetzten magnetischen Energie fließt in die Erwärmung und Energieversorgung des Umgebungsplasmas sehr nahe an der Freisetzungsstelle der magnetischen Energie. Die Energie, die in turbulente Magnetfelder fließt, nach oben in die Korona injiziert wird und zur weiteren Erwärmung des umgebenden Plasmas zur Verfügung steht, muss noch erforscht werden.

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Nachdrucke und Genehmigungen

Bale, SD, Drake, JF, McManus, MD et al. Austausch-Wiederverbindung als Quelle des schnellen Sonnenwinds in koronalen Löchern. Natur 618, 252–256 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05955-3

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Eingegangen: 11. August 2022

Angenommen: 14. März 2023

Veröffentlicht: 07. Juni 2023

Ausgabedatum: 08. Juni 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05955-3

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