Μοντελοποίηση ηλιακού ανέμου:Σύγκριση της ενέργειας μεταξύ ενός μεμονωμένου υγρού και ενός κινητικού εξωσφαιρικού μοντέλου

Ο Parker στο ApJ 1958 ανέπτυξε τη θεωρία του υπερηχητικού ηλιακού ανέμου και προέβλεψε το γνωστό σήμερα σπειροειδές σχήμα του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Η θεωρία του για την υπερηχητική διαστολή του ηλιακού ανέμου επαληθεύτηκε παρατηρητικά λίγα χρόνια αργότερα στη δεκαετία του 1960. Από το έγγραφο του Parker, μια πληθώρα διαστημικών και επίγειων τηλεσκοπίων λειτουργούν παρέχοντας συνεχείς παρατηρήσεις του πλάσματος του ηλιακού ανέμου και των παραλλαγών του σε διαφορετικά γεωγραφικά μήκη και πλάτη. Ωστόσο, μέχρι την εκτόξευση του Parker Solar Probe από τη NASA αργότερα αυτό το έτος, δηλαδή 60 χρόνια από την αρχική εργασία του Parker, δεν έχει υπάρξει ακόμη κανένα τηλεσκόπιο που να λαμβάνει επιτόπιες μετρήσεις κοντά στον Ήλιο.

Το Parker Solar Probe θα είναι το πρώτο διαστημόπλοιο που θα πλησιάσει τον Ήλιο σε τέτοια εγγύτητα, βουτώντας στην ίδια την περιοχή από την οποία προέρχεται ο ηλιακός άνεμος, παρέχοντάς μας επιτόπιες μετρήσεις ποσοτήτων, όπως πυκνότητα, θερμοκρασία και αφθονία ιόντων και πολύτιμες πληροφορίες για διεργασίες, όπως η θέρμανση με κορώνα.

Μοντέλα

Για όλα αυτά τα χρόνια, οι επιστήμονες έπρεπε να βασίζονται σε μοντέλα για να διαδώσουν τις υποτιθέμενες ή τις συναγόμενες από παρατηρήσεις συνθήκες κοντά στον Ήλιο για να ταιριάζουν με τις επιτόπιες παρατηρήσεις σε μεγαλύτερες ηλιοκεντρικές αποστάσεις. Σε αυτήν τη μελέτη, χρησιμοποιούμε δύο μοντέλα με υποθέσεις που βρίσκονται στα δύο αντίθετα άκρα του φάσματος της σύγκρουσης, δηλαδή ένα πλήρως συγκρουόμενο μεμονωμένο ρευστό Magnetohydrodynamic (MHD) και ένα κινητικό εξωσφαιρικό μοντέλο χωρίς σύγκρουση.

Μοντέλο μεμονωμένου υγρού

Από τη μία πλευρά, το μοντέλο μεμονωμένου ρευστού βασίζεται σε δεδομένα, α) χρησιμοποιώντας ένα φωτοσφαιρικό μαγνητόγραμμα ως είσοδο, β) εκτελώντας μια παρέκταση επιφάνειας πηγής δυναμικού πεδίου (PFSS), γ) χρησιμοποιώντας ημι-εμπειρικά μοντέλα και φυσικά επιχειρήματα ενέργειας και ορμής διατήρηση για τον υπολογισμό της τριών ταχυτήτων (v ), θερμοκρασία (T) και πυκνότητα (ρ) από το τριμαγνητικό πεδίο (B ), και τέλος δ) χρησιμοποιώντας και τις οκτώ ποσότητες MHD για την εκτέλεση μιας προσομοίωσης MHD από 0,1 αστρονομική μονάδα (AU) έως 2AU. Η επιτάχυνση του ηλιακού ανέμου στο ρευστό μοντέλο οφείλεται στην έγχυση ενέργειας στο σύστημα με τη μορφή θέρμανσης. Το μοντέλο MHD είναι ένα ισχυρό τρισδιάστατο μοντέλο που καταγράφει την εξέλιξη της μεταβλητότητας του 3D ηλιακού ανέμου. Η ροή θερμότητας που περιγράφεται στο μοντέλο ρευστού δεν οφείλεται σε έναν αυτοσυνεπή μηχανισμό, αλλά μάλλον σε μια βολική σύνθεση για να ληφθεί υπόψη η επιτάχυνση της εκροής μέχρι το υπερηχητικό καθεστώς που παρατηρείται σε μεγαλύτερες αποστάσεις.

Κινητικό μοντέλο

Από την άλλη πλευρά, το κινητικό μοντέλο που χρησιμοποιούμε είναι ένα μοντέλο του ηλιακού ανέμου χωρίς σύγκρουση. Υποθέτουμε δύο πληθυσμούς σωματιδίων, δηλαδή ηλεκτρόνια και πρωτόνια, που αποτελούν περίπου το 90% των σωματιδίων του ηλιακού ανέμου. Όλες οι φυσικές πληροφορίες στο κινητικό μοντέλο υπάρχουν στη Συνάρτηση Κατανομής Ταχύτητας (VDF) που υποτίθεται για κάθε πληθυσμό. Κάνουμε την εμπνευσμένη από την παρατήρηση επιλογή ενός Kappa VDF για τα ηλεκτρόνια, με βαριές μη θερμικές ουρές και ενός Maxwellian VDF για τα πρωτόνια. Ένα επαγόμενο ηλεκτρικό πεδίο είναι αυτό που επιταχύνει με συνέπεια τον ηλιακό άνεμο ενώ παράλληλα επιβάλλει τις συνθήκες οιονεί ουδετερότητας και μηδενικού ρεύματος ανά πάσα στιγμή παρόμοια με το ρευστό μοντέλο. Το κινητικό μοντέλο που χρησιμοποιήθηκε εδώ ήταν αρχικά 1D, αλλά το παραλληλίσαμε και το γενικεύσαμε για να λύσουμε το πρόβλημα 1D σε ένα σφαιρικό πλέγμα, επιτρέποντας ουσιαστικά τρισδιάστατες μελέτες.

Ανάλυση και αποτελέσματα

Διασυνδέουμε τα δύο μοντέλα στο εσωτερικό όριο MHD, δηλαδή στο 0,1AU και αφού εξελίξουμε και τα δύο μέχρι τις 2AU, συγκρίνουμε την ενέργειά τους με παρατηρήσεις στην τροχιά της Γης (1AU) και στην τροχιά του Οδυσσέα περίπου στο 1,4 AU κατά τον Αύγουστο του 2007. Σε σύγκριση με δορυφορικές παρατηρήσεις σε μεγάλες αποστάσεις και τα δύο μοντέλα τα καταφέρνουν αρκετά καλά, καθώς είναι σε θέση να αναπαράγουν τον αριθμό των κορυφών σε παρόμοιους χρόνους όπως παρατηρείται στα προφίλ ταχύτητας και πυκνότητας, με το μοντέλο MHD να μπορεί να καταγράψει με μεγαλύτερη ακρίβεια το μεγέθη κορυφών επίσης. Ο λόγος για αυτό είναι το γεγονός ότι το κινητικό μοντέλο έχει έναν πιο αποτελεσματικό μηχανισμό επιτάχυνσης και οι αρχικές συνθήκες στο εσωτερικό όριο ήταν προσαρμοσμένες ώστε το μοντέλο MHD να αναπαράγει αποτελέσματα κοντά στις παρατηρούμενες τιμές στο 1AU, δεδομένου του ειδικού μηχανισμού επιτάχυνσής του.

Το μοντέλο MHD ήταν σε θέση να συλλάβει τη θερμοκρασία που παρατηρήθηκε σε μεγάλες ηλιοκεντρικές αποστάσεις κατά σειρά μεγέθους, ενώ η θερμοκρασία του πρωτονίου ήταν κατά μία τάξη μεγέθους μικρότερη και η θερμοκρασία των ηλεκτρονίων κατά μία τάξη μεγέθους μεγαλύτερη από την παρατηρούμενη τιμή ανά πάσα στιγμή. Η μεταβλητότητα της θερμοκρασίας δεν καταγράφηκε με ακρίβεια από κανένα μοντέλο. Οι ροές θερμότητας και για τα δύο μοντέλα συμφωνούν κατά προσέγγιση με πρόσφατες μελέτες παρατήρησης. Η ροή θερμότητας των ηλεκτρονίων είναι μεγαλύτερη από τη ροή θερμότητας των πρωτονίων κατά τάξη μεγέθους σε όλες τις ηλιοκεντρικές αποστάσεις. Η ροή θερμότητας MHD είναι παρόμοια με το προφίλ ροής θερμότητας ηλεκτρονίων κοντά στον Ήλιο, αλλά πέφτει πιο γρήγορα σε μεγαλύτερες αποστάσεις πλησιάζοντας το προφίλ ροής θερμότητας πρωτονίων.

Σύνοψη και συμπεράσματα

Χρησιμοποιήσαμε δύο πολύ διαφορετικά στη φύση μοντέλα, που βρίσκονται ουσιαστικά στις δύο πλευρές του φάσματος της σύγκρουσης, δηλαδή ένα μοντέλο ρευστού σύγκρουσης και ένα κινητικό μοντέλο χωρίς σύγκρουση, για μια πρώτη ουσιαστική σύγκριση της ενεργειακής τους ενέργειας. Η επιτάχυνση στο μοντέλο ρευστού οφειλόταν στη θέρμανση που εγχύθηκε στο σύστημα, ενώ στο κινητικό μοντέλο ένα επαγόμενο ηλεκτρικό πεδίο είναι αυτό που επιταχύνει την εκροή σε υπερηχητικές ταχύτητες. Και τα δύο μοντέλα τα πήγαν αρκετά καλά σε σύγκριση με τις παρατηρήσεις, με λίγες διαφορές λόγω των διαφορετικών μηχανισμών επιτάχυνσής τους.

Ένα αυτοσυνεπές υβριδικό μοντέλο κινητικής-MHD μπορεί να αναπτυχθεί αξιοποιώντας τόσο την ισχυρή τρισδιάστατη περιγραφή του μοντέλου MHD όσο και τη φύση του που βασίζεται στα δεδομένα σε συνδυασμό με τα μη θερμικά VDF και τις αυτοσυνεπείς ροές θερμότητας του κινητικού μοντέλου για μια πιο φυσική περιγραφή του ηλιακού ανέμου.

Αυτά τα ευρήματα περιγράφονται στο άρθρο με τίτλο Interfacing MHD Single Fluid and Kinetic Exospheric Solar Wind Models and Comparing their Energetics, που δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Solar Physics . Επικεφαλής αυτής της εργασίας ήταν η Σοφία-Παρασκευή Μόσχου από το Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.