齊兆輝， 劉勇， 劉若炎

1 中國(guó)科學(xué)院國(guó)家空間科學(xué)中心 空間天氣學(xué)國(guó)家重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室， 北京 100190 2 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)， 北京 100049

0 引言

太陽(yáng)風(fēng)是從太陽(yáng)表面源源不斷向外流出的超音速等離子體流，它主要由質(zhì)子、阿爾法離子和重離子等元素構(gòu)成，也是影響空間天氣的重要因素之一(Parker, 1958; Cranmer et al., 2017).早期的研究工作根據(jù)速度把太陽(yáng)風(fēng)大致分為快風(fēng)(VP>550 km·s-1)和慢風(fēng)(VP<450 km·s-1)兩種(McComas et al., 2000; Schwenn, 2006).進(jìn)一步的研究表明，除了速度之外，快風(fēng)具有較低的質(zhì)子密度、較高的質(zhì)子溫度和氦氫比以及較低的電子溫度，慢風(fēng)的參數(shù)特征則正好相反(Xu and Borovsky, 2015; Borovsky, 2016; Zhao et al., 2017; Verscharen et al., 2019).結(jié)合太陽(yáng)風(fēng)參數(shù)和源區(qū)位置，研究發(fā)現(xiàn)快慢風(fēng)的起源是不同的，其中快太陽(yáng)風(fēng)起源于具有開(kāi)放磁力線的極區(qū)冕洞區(qū)域(Zirker, 1977; Antonucci, 2000)，而慢太陽(yáng)風(fēng)則起源于以閉合磁力線為主的盔冕流區(qū)域附近(Borrini et al., 1981; Crooker et al., 1996; Stakhiv et al., 2015; Abbo et al., 2016; Ko et al., 2018).快慢風(fēng)之間的區(qū)分標(biāo)準(zhǔn)有時(shí)則比較模糊，研究發(fā)現(xiàn)即使在速度較低的慢太陽(yáng)風(fēng)中，也存在一些成分更接近快太陽(yáng)風(fēng)的慢風(fēng)，因此對(duì)太陽(yáng)風(fēng)分類(lèi)的時(shí)候要結(jié)合更多信息(Zhao et al., 2009; Liu et al., 2020).

除了等離子體和成分信息的差異外，太陽(yáng)風(fēng)中的阿爾芬度也是區(qū)分快慢太陽(yáng)風(fēng)的重要特征.太陽(yáng)風(fēng)中存在大量擾動(dòng)，擾動(dòng)一方面是由多種波?；旌显谝黄鹦纬傻?，另一方面是由于湍流和不穩(wěn)定性等造成的，阿爾芬度則是用來(lái)衡量太陽(yáng)風(fēng)中的擾動(dòng)是否主要為阿爾芬擾動(dòng)，快太陽(yáng)風(fēng)有較高的阿爾芬度，而慢太陽(yáng)風(fēng)則通常較低(Roberts et al., 1987b; Tu and Marsch, 1995).高阿爾芬度慢風(fēng)是一類(lèi)特殊的太陽(yáng)風(fēng)，有一些研究者發(fā)現(xiàn)，除了速度慢之外，這種風(fēng)通常還具有和快風(fēng)類(lèi)似的成分特征，而且它可能起源于低緯度小冕洞區(qū)域(D′Amicis and Bruno, 2015; D′Amicis et al., 2018; Wang et al., 2019; Stansby et al., 2020).高阿爾芬度慢風(fēng)在地球附近出現(xiàn)的幾率低于在太陽(yáng)附近，而且出現(xiàn)的幾率受到太陽(yáng)活動(dòng)的影響，太陽(yáng)活動(dòng)高年的低速流出現(xiàn)高阿爾芬性的概率比低年的低速流要高一些(Roberts et al., 1987a; Bruno et al., 2006; Wang et al., 2019; D′Amicis et al., 2020).Kasper等(2019)利用PSP第一軌道近日點(diǎn)附近的數(shù)據(jù)探測(cè)到一段起源于小冕洞區(qū)域的高阿爾芬慢風(fēng)，這個(gè)觀測(cè)也支持了太陽(yáng)附近高阿爾芬度風(fēng)起源于小冕洞的觀點(diǎn).不過(guò)Huang等(2020)最近利用WIND衛(wèi)星的統(tǒng)計(jì)研究發(fā)現(xiàn)，1 AU附近處的高阿爾芬度慢太陽(yáng)風(fēng)的氦氫比和其他慢風(fēng)的相比并沒(méi)有顯著的差別，因此他們認(rèn)為高阿爾芬度的慢風(fēng)也可能有不同的起源，和高阿爾芬度慢風(fēng)起源于小冕洞區(qū)域的觀點(diǎn)是不一致的.

這些研究者都假定在傳播過(guò)程中阿爾芬波和它一起出發(fā)的太陽(yáng)風(fēng)等離子體具有相同的源區(qū)，并在傳播中不會(huì)變化，就像是綁定在一起一樣(D′Amicis and Bruno, 2015).早期關(guān)于阿爾芬波在太陽(yáng)風(fēng)中的傳播研究認(rèn)為阿爾芬擾動(dòng)在從太陽(yáng)表面向外傳播的過(guò)程中，阿爾芬擾動(dòng)不一定沿著彎曲磁力線的方向傳播(V?lk and Aplers, 1973; Richter and Olbers, 1974; Hollweg, 1975).那么阿爾芬波一定和等離子是綁定的嗎？Liu等(2020)最近報(bào)道了一個(gè)非常典型的小冕洞風(fēng)多衛(wèi)星聯(lián)合觀測(cè)事例.這段小冕洞風(fēng)位于太陽(yáng)活動(dòng)極小年期間地球附近的共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)(CIR)內(nèi)流界面(SI)前的高密度慢風(fēng)中，除了速度不高外，它還具有極低的質(zhì)子密度、增高的質(zhì)子溫度和氦氫比、降低的低電子溫度等快太陽(yáng)風(fēng)特征，并且他們利用二次回溯的方法確定該段太陽(yáng)風(fēng)的源區(qū)為中低緯度活動(dòng)區(qū)附近的小冕洞區(qū)域(Neugebauer et al., 2002; Fu et al., 2015).既然起源于具有開(kāi)放磁力線的小冕洞區(qū)域且具有快風(fēng)的特征，我們認(rèn)為這段小冕洞風(fēng)應(yīng)該具有高阿爾芬度特性，不過(guò)經(jīng)過(guò)計(jì)算我們發(fā)現(xiàn)這段小冕洞風(fēng)并沒(méi)有較高的阿爾芬度.那么是什么原因造成慢風(fēng)中小冕洞風(fēng)阿爾芬度降低的呢？我們認(rèn)為是由于阿爾芬波在太陽(yáng)風(fēng)傳播過(guò)程中并不一定和等離子綁定造成的.

為了進(jìn)一步驗(yàn)證這個(gè)假設(shè)，我們利用一個(gè)簡(jiǎn)單的太陽(yáng)風(fēng)模型對(duì)赤道小冕洞發(fā)出的等離子體和阿爾芬波動(dòng)的傳輸進(jìn)行了模擬，并對(duì)模擬結(jié)果進(jìn)行了討論.文章的安排如下，在第二節(jié)中，我們給出了Liu等(2020)報(bào)道的特殊事件的阿爾芬度的計(jì)算結(jié)果.第三節(jié)給出了模型的描述以及模擬結(jié)果.第四節(jié)對(duì)結(jié)果進(jìn)行的分析和討論.最后在第五小節(jié)為文章的結(jié)論.

1 小冕洞風(fēng)的阿爾芬度

圖1給出了1 AU附近WIND衛(wèi)星在2007年4月觀測(cè)到的小冕洞風(fēng)事例(Liu et al., 2020).等離子體數(shù)據(jù)來(lái)自3D Plasma and Energetic Particles Experiment(3DP)儀器(Lin et al., 1995)，分辨率為3 s；磁場(chǎng)數(shù)據(jù)來(lái)自WIND衛(wèi)星的Magnetic Field Investigation (MFI)儀器(Lepping et al., 1995)，分辨率為3 s.從上到下分別是質(zhì)子數(shù)密度(Np)、太陽(yáng)風(fēng)速度(Vp)、質(zhì)子溫度(Tp)、氦氫比(Nα/Np)、歸一化交叉螺度(σC)和歸一化剩余能量(σR)，紅色區(qū)域標(biāo)識(shí)出被觀測(cè)到的小冕洞風(fēng)部分，黑色垂實(shí)線為流界面(Stream Interface, SI)的位置，流界面為快慢風(fēng)相互作用的界面(Jian et al., 2006; Simunac et al., 2009).這個(gè)小冕洞風(fēng)最顯著的特點(diǎn)是質(zhì)子密度非常低(低于未壓縮的慢風(fēng))，除了速度之外，質(zhì)子溫度和氦氫比也和流界面后的快風(fēng)非常契合，Liu等(2020)對(duì)這段太陽(yáng)風(fēng)氧離子和碳離子的電荷態(tài)比值等成分信息進(jìn)行了詳細(xì)的分析，這里不再贅述，他們發(fā)現(xiàn)小冕洞風(fēng)具有和冕洞起源的太陽(yáng)風(fēng)相似的成分特征.

圖1 WIND觀測(cè)到的小冕洞事例,紅色區(qū)域?yàn)樾∶岫达L(fēng)的位置，黑色垂直實(shí)線為流界面的位置(SI)從上到下分別為：質(zhì)子密度Np(cm-3)，質(zhì)子速度Vp(km·s-1)，質(zhì)子溫度Tp(eV)，氦氫比(Nα/Np)，阿爾芬度歸一化磁螺度σC和歸一化剩余能量σR.紅色水平虛線為高阿爾芬度的輔助線σC=±0.8，σR=0.Fig.1 The small coronal hole wind observed by WIND marked by red shaded region while the SI marked by vertical solid black lineFrom top to bottom panels are Np(cm-3), Vp(km·s-1), Tp(eV), Nα/Np, σC and σR. Red horizontal dashed lines help to indicate high Alfvénicity period with criteria for σC=±0.8 and σR=0 respectively.

2 太陽(yáng)風(fēng)模型和模擬結(jié)果

2.1 太陽(yáng)風(fēng)模型原理

為了研究從太陽(yáng)表面小冕洞區(qū)域同時(shí)出發(fā)的阿爾芬波和等離子體在傳播過(guò)程中是否會(huì)發(fā)生分離，我們構(gòu)建了一個(gè)簡(jiǎn)易太陽(yáng)風(fēng)模型.在這個(gè)模型中考慮了慢太陽(yáng)風(fēng)和小冕洞風(fēng)，如圖2所示.

圖2 簡(jiǎn)易太陽(yáng)模型示意圖藍(lán)色曲線為源表面和太陽(yáng)旋轉(zhuǎn)方向，黑色箭頭為小冕洞區(qū)域以及小冕洞發(fā)出的開(kāi)放磁力線， 紅色曲線為阿爾芬波動(dòng)， 小冕洞周?chē)堑湫吐L(fēng).Fig.2 The cartoon illustration of the model in the ecliptic planeBlue curves are the source surface (2.5 RS) and solar rotation direction. The open field (black arrow) and Alfvén wave (red curve) are emitted from a small coronal hole which surrounded by the typical slow wind.

為了計(jì)算方便，假定所有方向和位置上太陽(yáng)風(fēng)的速度都是沿著徑向而且大小相同.我們還假定太陽(yáng)風(fēng)的密度只隨日心距r變化，如下：

(1)

其中Np0為源表面r0距離處的密度值.這里我們忽略了快太陽(yáng)風(fēng)的貢獻(xiàn)，也忽略了太陽(yáng)附近可能存在的太陽(yáng)風(fēng)的切向速度.另外實(shí)際探測(cè)到的小冕洞風(fēng)和周?chē)湫吐L(fēng)的等離子體和成分特性存在差異，但是我們發(fā)現(xiàn)這些差異不會(huì)影響等離子體和阿爾芬波分離的結(jié)果，為了方便計(jì)算，我們假設(shè)在實(shí)際的計(jì)算中小冕洞風(fēng)和周?chē)湫吐L(fēng)具有一致的等離子體特性，但是在考慮問(wèn)題的時(shí)候小冕洞風(fēng)和周?chē)L(fēng)等離子體和成分特性是不同的.

磁場(chǎng)滿足理想帕克螺旋線模型，即磁場(chǎng)在源表面處只有徑向分量，而在源表面之外的行星際中具有徑向和切向兩個(gè)分量(Parker, 1958; Owens and Forsyth, 2013).由于磁通量守恒，徑向磁場(chǎng)大致滿足距離平方反比關(guān)系，而切向磁場(chǎng)與徑向磁場(chǎng)的比值等于切向速度和徑向速度的比值，負(fù)號(hào)表示與太陽(yáng)自轉(zhuǎn)方向相反，即

(2)

Bφ=-BrΩr/Vpr,

(3)

其中Br0為源表面r0距離處的徑向磁場(chǎng)，Vpr為質(zhì)子速度的徑向分量，Br為磁場(chǎng)徑向分量，Bφ為磁場(chǎng)切向分量.從太陽(yáng)源表面出發(fā)的典型慢太陽(yáng)風(fēng)中沒(méi)有阿爾芬波，阿爾芬波只從小冕洞區(qū)域出發(fā)，沿著磁力線向外傳播.Wang和Panasenco(2019)對(duì)太陽(yáng)活動(dòng)高年活動(dòng)區(qū)附近的中低緯度小冕洞的極紫外(EUV)成像進(jìn)行了研究，發(fā)現(xiàn)由于分辨率和視場(chǎng)效應(yīng)等因素的影響，小冕洞的準(zhǔn)確位置很難確定，但是統(tǒng)計(jì)發(fā)現(xiàn)它們的角寬度大約為3°～10°，為了更清楚地顯示，模型中小冕洞在源表面處的方位角寬度選為10°.

(4)

(5)

根據(jù)速度我們可以求出阿爾芬波在太陽(yáng)風(fēng)中的傳播(Alfvén, 1942; Hollweg, 1975; Müller et al., 2020).

經(jīng)過(guò)校準(zhǔn)系統(tǒng)測(cè)量得到接收通道頻率響應(yīng)后，結(jié)合式(6)～(8)可求解接收通道特性對(duì)理想信號(hào)測(cè)距的影響，考慮到每顆衛(wèi)星偽碼特性并不完全一致，遍歷仿真所有衛(wèi)星的理想偽碼求解其S曲線過(guò)零點(diǎn)偏差，得到最大測(cè)距偏差如下表所示：

2.2 典型慢風(fēng)模擬結(jié)果

由于模擬的是具有相同等離子體特征的慢風(fēng)和小冕洞風(fēng)，因此可以利用1 AU處典型慢風(fēng)的統(tǒng)計(jì)結(jié)果作為輸入?yún)⒘看肽Ｐ瓦M(jìn)行計(jì)算.根據(jù)Cranmer等(2017)工作中對(duì)慢太陽(yáng)風(fēng)的統(tǒng)計(jì)結(jié)果，我們選取了合適的參數(shù)，其中Np(1 AU) = 12.5 cm-3,Vr(1 AU) =350.0 km·s-1,由于Cranmer等(2017)工作中沒(méi)有給出磁場(chǎng)的值，我們對(duì)該事例中的慢風(fēng)的徑向磁場(chǎng)取平均值Br(1 AU)=10.0 nT.假設(shè)小冕洞連續(xù)釋放等離子體和阿爾芬波并且持續(xù)了10 h，之后小冕洞消失.小冕洞的延續(xù)時(shí)間沒(méi)有對(duì)應(yīng)的研究資料，根據(jù)Liu等(2020)對(duì)小冕洞風(fēng)的空間分布可以推測(cè)出這個(gè)小冕洞可能存在的時(shí)間在5 h以上，因此10 h是一個(gè)合理的選擇.我們以0.5 h為時(shí)間間隔，把以上輸入?yún)?shù)代入模型進(jìn)行計(jì)算得到以下模擬結(jié)果.

圖3為t=10.5 h的模擬結(jié)果，由于阿爾芬波傳播的速度比等離子體速度快，因此阿爾芬波動(dòng)分布的區(qū)域(綠色區(qū)域)和從同時(shí)從小冕洞出發(fā)的等離子體(紫色區(qū)域)出現(xiàn)了非常明顯的分離.最早出發(fā)的阿爾芬波已經(jīng)傳到接近55.5RS附近，而最早出發(fā)的等離子體才剛剛抵達(dá)21.5RS附近.小冕洞等離子體和阿爾芬波部分分離會(huì)形成低阿爾芬度冕洞風(fēng)、高阿爾芬典型慢風(fēng)和高阿爾芬冕洞風(fēng)三個(gè)類(lèi)型.

圖3 模型在t=10.5 h的模擬結(jié)果圖中紫色區(qū)域代表小冕洞發(fā)出的等離子體，綠色區(qū)域代表小冕洞發(fā)出的阿爾芬波，它們重疊的部分用格子圖案來(lái)表示.虛線圓為35.8 RS的區(qū)域，右下角為該模型所用到的初始參數(shù)(1 AU處典型慢風(fēng)).Fig.3 Model result at t=10.5 hThe purple region denotes small coronal hole plasma, the green region denotes Alfvén wave, the overlapped region shaded in grid. The dashed circle indicates the 35.8 RS, the initial parameter for the model listed at bottom right (typical slow wind at 1 AU).

圖4a表示在t=12.0 h時(shí)從小冕洞同時(shí)出發(fā)的等離子體和阿爾芬波動(dòng)正好發(fā)生完全分離發(fā)生，隨后在傳播中等離子體和阿爾芬波之間的距離會(huì)逐漸增大.圖4b為在t=116.5 h時(shí)低阿爾芬度小冕洞等離子體(紫色區(qū)域)到達(dá)1 AU附近，此時(shí)具有冕洞特征的慢風(fēng)出現(xiàn)在典型慢風(fēng)的中間，并且它的阿爾芬特性不高，這就解釋了Liu等(2020)報(bào)導(dǎo)的小冕洞風(fēng)被慢風(fēng)包裹著且阿爾芬度不高的現(xiàn)象.

圖4 模型在t=12.0 h(a)和t=116.5 h(b)的模擬結(jié)果，圖中格式和圖3一致Fig.4 Model result at (a) t=12.0 h and (b) t=116.5 h. Other format are same as Fig.3

3 結(jié)果討論

3.1 太陽(yáng)附近小冕洞風(fēng)與阿爾芬波

Kasper等(2019)利用帕克號(hào)太陽(yáng)探針(PSP)在第一軌道的近日點(diǎn)附近(35.8RS)探測(cè)到起源于小冕洞區(qū)域的高阿爾芬度慢風(fēng)，且高阿爾芬度區(qū)間出現(xiàn)密度降低的特征，這個(gè)現(xiàn)象表明這段冕洞起源的等離子體和阿爾芬波在傳播至35.8RS時(shí)重疊的部分被衛(wèi)星探測(cè)到.我們注意到和圖3利用1 AU典型慢風(fēng)的模擬結(jié)果表明在35.8RS時(shí)等離子體和阿爾芬波已經(jīng)完全分離，我們認(rèn)為造成的結(jié)果不一致的原因可能是參數(shù)不同.為了驗(yàn)證我們的想法，我們選取PSP衛(wèi)星在近日點(diǎn)，35.8RS附近(2018-11-06/11∶39∶47—2018-11-06/12∶59∶47)的太陽(yáng)風(fēng)數(shù)據(jù)的平均值作為新的輸入?yún)?shù).其中密度和速度數(shù)據(jù)來(lái)自PSP的Solar Wind Electrons, Alphas, and Protons(SWEAP)儀器，分辨率為60 s(Kasper et al., 2016)；磁場(chǎng)數(shù)據(jù)來(lái)自PSP的FIELDS儀器組，分辨率為60 s(Bale et al., 2016).最后得到模型的輸入?yún)⒘繛镹p(35.8RS) = 321.7 cm-3,Vr(35.8RS)=320.0 km·s-1,Br(35.8RS)=87.9 nT，小冕洞仍然持續(xù)10 h，代入模型得到了太陽(yáng)附近小冕洞風(fēng)和阿爾芬波的模擬結(jié)果，如圖5所示.

圖5 模型在t=20.5 h的結(jié)果，輸入?yún)?shù)為35.8 RS附近的太陽(yáng)風(fēng)平均值.其他格式同圖3Fig.5 Model result at t=20.5 h, the initial parameter is the average properties of the solar wind at 35.8 RS. Other format are same as Fig.3

從圖5中我們可以看到在t=20.5 h的時(shí)候，它們近日點(diǎn)時(shí)還沒(méi)有完全分離(t=24 h時(shí)完全分離)，此時(shí)存在重疊區(qū)域，如果衛(wèi)星正好穿過(guò)重疊區(qū)域，就可以觀測(cè)到高阿爾芬度低密度慢風(fēng)，這個(gè)結(jié)果就解釋了Kasper等(2019)的探測(cè)結(jié)果.但是我們也發(fā)現(xiàn)，在該輸入?yún)?shù)下低密度小冕洞等離子體和阿爾芬波重疊的面積非常小，這也會(huì)導(dǎo)致衛(wèi)星也有很大的概率觀測(cè)到低阿爾芬度的冕洞風(fēng)或者高阿爾芬度的普通慢風(fēng).然而在公開(kāi)的文獻(xiàn)中并沒(méi)有發(fā)現(xiàn)這樣的事例被報(bào)道，還需要進(jìn)一步研究.

3.2 和1AU處統(tǒng)計(jì)結(jié)果的比較

Huang等(2020)利用WIND衛(wèi)星數(shù)據(jù)對(duì)‘2018-11-01/06∶00 UT’到‘2018-11-04/01∶00 UT’時(shí)間范圍內(nèi)慢風(fēng)的阿爾芬度、氦氫比和溫度各向異性進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分析，結(jié)果表明高阿爾芬度慢太陽(yáng)風(fēng)的氦氫比與低阿爾芬度的慢風(fēng)的沒(méi)有顯著的區(qū)別，由于氦氫比可以用來(lái)判斷太陽(yáng)風(fēng)的起源，他們得出高阿爾芬慢風(fēng)可能有多種起源來(lái)解釋這一統(tǒng)計(jì)結(jié)果.

這個(gè)結(jié)果也可以利用等離子體和阿爾芬波分離的來(lái)解釋.我們對(duì)該段時(shí)間內(nèi)WIND衛(wèi)星探測(cè)到的慢風(fēng)(<450 km·s-1)的密度、速度和徑向磁場(chǎng)平均值進(jìn)行計(jì)算，得到Np(1 AU)=7.9 cm-3,Vr(1 AU) = 360.7 km·s-1,Br(1 AU) = 3.8 nT，由于這段太陽(yáng)風(fēng)也被太陽(yáng)附近近日點(diǎn)處的PSP先觀測(cè)到，因此我們假設(shè)這些風(fēng)是起源于小冕洞區(qū)域，并且小冕洞的持續(xù)時(shí)間為10 h，把這些輸入?yún)?shù)代入到模型中，模擬結(jié)果如圖6所示.

圖6a為t=18.0 h時(shí)等離子和阿爾芬波在近日點(diǎn)附近剛剛分離，因此在傳播至1 AU的時(shí)候，它們已經(jīng)完全分離.圖6b為t=95.0 h時(shí)高阿爾芬慢風(fēng)(綠色區(qū)域所示)被地球附近的衛(wèi)星探測(cè)到，由于都是普通的慢風(fēng)，因此它們的氦氫比也沒(méi)有明顯的差異，這一點(diǎn)也解釋了Huang等(2020)的統(tǒng)計(jì)結(jié)果，其中的高阿爾芬度慢風(fēng)在等離子體密度、溫度各項(xiàng)異性和氦氫比都沒(méi)有顯著的特點(diǎn).

圖6 模型在t=18.0 h(a)和t=95.0 h(b)的模擬結(jié)果圖中格式和圖3一致.模型輸入?yún)?shù)為WIND衛(wèi)星在2018-11-01/06∶00 UT—2018-11-04/01∶00 UT時(shí)間內(nèi)的慢風(fēng)的平均參數(shù).Fig.6 Model result at (a) t=18.0 h and (b) t=95.0 hThe initial parameter is the average properties of the solar wind observed by WIND at 1AU during 2018-11-01/06∶00 UT—2018-11-04/01∶00 UT. Other format are same as Fig.3.

4 結(jié)論

我們利用一個(gè)簡(jiǎn)單的太陽(yáng)風(fēng)模型計(jì)算了慢太陽(yáng)中，從一個(gè)小冕洞風(fēng)同時(shí)發(fā)出的等離子和阿爾芬波動(dòng)的在行星際空間中的傳播.計(jì)算結(jié)果顯示在傳播過(guò)程中，等離子體和波動(dòng)發(fā)生了非常顯著的分離.這一結(jié)果解釋了Liu等(2020)最近的觀測(cè)事例中低密度慢風(fēng)中阿爾芬度不高的現(xiàn)象，也解釋了黃佳等人對(duì)高阿爾芬度慢太陽(yáng)風(fēng)的統(tǒng)計(jì)結(jié)果.

為了計(jì)算方便對(duì)這個(gè)模型做了一些合理的近似假設(shè)，比如太陽(yáng)風(fēng)是理想太陽(yáng)風(fēng)，忽略了快風(fēng)和慢風(fēng)、慢風(fēng)與小冕洞風(fēng)、阿爾芬波和等離子體之間的相互作用，忽略了傳播中太陽(yáng)風(fēng)速度變化，利用幾何光學(xué)近似研究波動(dòng)在太陽(yáng)風(fēng)中的傳播等等.這些近似可能會(huì)影響等離子體和波動(dòng)分離的具體時(shí)間和分離距離的大小，但是不會(huì)改變他們分離這一結(jié)果.

由此我們得出了以下三點(diǎn)結(jié)論：

(1) 從小冕洞出發(fā)的慢太陽(yáng)風(fēng)等離子體在行星際傳播的過(guò)程中，會(huì)和同時(shí)出發(fā)的阿爾芬波分離.

(2) 在1AU處觀測(cè)到的成分，密度像快太陽(yáng)風(fēng)的小冕洞風(fēng)并不一定具有高的阿爾芬度，因?yàn)橥瑫r(shí)出發(fā)的阿爾芬波傳輸?shù)搅似渌麉^(qū)域.

(3) 高阿爾芬度慢風(fēng)的成分和其他慢風(fēng)沒(méi)有顯著區(qū)別.因?yàn)榘柗也ú⒉缓屯瑫r(shí)出發(fā)的等離子相互綁定.

關(guān)于PSP 在太陽(yáng)附近的觀測(cè)結(jié)果需要在未來(lái)進(jìn)一步研究.如果結(jié)合PSP，Solar Orbiter等衛(wèi)星計(jì)劃的觀測(cè)結(jié)果(Müller et al., 2020)，證實(shí)在太陽(yáng)不同距離上的阿爾芬度慢風(fēng)在統(tǒng)計(jì)學(xué)上有顯著的區(qū)別，對(duì)分離的理論就是一個(gè)非常有用的支持.

致謝感謝NASA的WIND(SPDF/CDAWeb https:∥spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/wind/)和PSP(SPDF/CDAWeb https:∥spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/psp/)的數(shù)據(jù).