Πηγές της υψηλής ενέργειας ουρά του ηλιακού ανέμου
Η ηλιόσφαιρα είναι γεμάτη με καυτό αραιό πλάσμα γνωστό ως ηλιακός άνεμος. Λόγω θερμικών συγκρούσεων, η κατανομή της ταχύτητας των ιόντων ακολουθεί μια κατανομή Maxwell. Το μετρούμενο ενεργειακό φάσμα των ιόντων πάνω από την κορυφή σε περίπου 1 keV/νουκλεόνιο, ωστόσο, δεν πέφτει τόσο γρήγορα όσο θα προέβλεπε η κατανομή Maxwell. Αντίθετα, το φάσμα παρουσιάζει μια μακριά ουρά υψηλής ενέργειας που εκτείνεται σε αρκετά MeV.
Το χαμηλότερο ενεργειακό μέρος αυτού του φάσματος (~10 keV – 1 MeV), γνωστό ως υπερθερμικά ιόντα, είναι παντού παρόν στην ηλιόσφαιρα ανά πάσα στιγμή με σχετικά μικρές διακυμάνσεις και συνήθως εμφανίζει ένα χαρακτηριστικό φάσμα ενέργειας νόμου ισχύος με κλίσεις μεταξύ περίπου - 1,5 και -2,5. Σε ακόμη υψηλότερες ενέργειες (πάνω από ~1 MeV/νουκλεόνιο) το φάσμα γίνεται πιο απότομο με δείκτη περίπου -3. Οι ροές αυτών των ενεργειακών ιόντων (~1 MeV έως 100 MeV) υπόκεινται σε τεράστιες διακυμάνσεις που υπερβαίνουν τις 6 τάξεις μεγέθους σε στενή σχέση με την ηλιακή δραστηριότητα.
Για να κατανοήσουμε τη συμπεριφορά αυτών των ιόντων που επιταχύνονται σε ενέργειες 4-5 τάξεις μεγέθους υψηλότερες από το πλάσμα του ηλιακού ανέμου, πρέπει να προσδιορίσουμε τον πληθυσμό των σπόρων από τον οποίο προέρχονται και να εξηγήσουμε πολλές διαδικασίες, όπως η επιτάχυνση κοντά στον Ήλιο, η έγχυση στο διαπλανητικό μέσο, η επιτάχυνση και διάδοση στον διαπλανητικό χώρο στο σημείο παρατήρησης. Κατά τη διάρκεια ενεργών ηλιακών συνθηκών, οι βελτιώσεις των ροών ενεργειακών σωματιδίων (πάνω από ~1 MeV/νουκλεόνιο) μπορούν συνήθως να ανιχνευθούν σε γεγονότα ενεργητικών σωματιδίων στον Ήλιο και σε κραδασμούς (εκτινάξεις στεφανιαίας μάζας και περιστρεφόμενες περιοχές αλληλεπίδρασης) που ταξιδεύουν στο διαπλανητικό μέσο.
Οι παρατηρήσεις κατά το τελευταίο, εξαιρετικά βαθύ ηλιακό ελάχιστο το 2007-2009 έδειξαν ότι αυτοί οι επιταχυνόμενοι πληθυσμοί εξακολουθούν να είναι παρόντες ακόμη και στις πιο ήσυχες ηλιακές συνθήκες, όταν πρακτικά δεν υπάρχει δραστηριότητα στον Ήλιο. Ωστόσο, οι ιδιότητες και η προέλευση αυτών των πληθυσμών δεν έχουν εξηγηθεί πλήρως. Αναλύσαμε τις μετρήσεις διαφόρων ειδών ιόντων στο ενεργειακό εύρος από 40 keV έως 2 MeV από τον ανιχνευτή ULEIS στο διαστημόπλοιο ACE σε περιόδους ησυχίας. Τα αθόρυβα διαστήματα επιλέχθηκαν χρησιμοποιώντας αυστηρά κριτήρια που απαιτούν χαμηλή ροή πρωτονίων 4-8 MeV, χαμηλό λόγο p/He, κανένα σημαντικό παροδικό συμβάν και ροή ιόντων Fe και O 80-160 keV κάτω από 2 × 10/( cm s sr MeV/ νουκλεόνιο).
Έχει διαπιστωθεί νωρίτερα ότι η συμπεριφορά των βαρέων ιόντων στην ηλιακή ατμόσφαιρα διέπεται από την τιμή του δυναμικού πρώτου ιονισμού τους (FIP). Οι τιμές FIP των ιόντων που παρατηρήθηκαν:Fe 7,9 eV, C 11,3 eV, O 13,6 eV και He 24,6 eV. Οι φασματοσκοπικές μετρήσεις έδειξαν ότι κατά τη λήψη της φωτοσφαιρικής τους τιμής ως βάσης, το χαμηλό FIP (ορίζεται ως < Τα στοιχεία 10 eV) είναι υπερβολικά άφθονα στο ηλιακό στέμμα κατά περίπου συντελεστή 4 έως 5, ενώ τα στοιχεία με FIP ≥ 10 eV (high-FIP) παραμένουν αμετάβλητα. Παρόμοια ενίσχυση παρατηρείται επίσης στον αργό ηλιακό άνεμο που ανέρχεται συνήθως σε συντελεστή 4 ενώ είναι περίπου 2 στον γρήγορο ηλιακό άνεμο. Με αυτόν τον τρόπο η αναλογία ροής ενός στοιχείου χαμηλού FIP και ενός στοιχείου υψηλού FIP εντός μιας χρονικής περιόδου προσφέρει τη δυνατότητα εύρεσης της πηγής των ιόντων.
Επομένως, εξετάσαμε τη χρονική παραλλαγή του Fe/ Ο λόγος O και το βρήκε εξαιρετικά μεταβλητό σε αντίθεση με το C/O και το He/ Αναλογίες, δηλαδή σχετικές ροές δύο ιόντων υψηλής FIP, οι οποίες είναι σχετικά σταθερές. Χρησιμοποιώντας δεδομένα ροής από τον ανιχνευτή ULEIS/ACE, υπολογίσαμε τόσο την αναλογία Fe/O όσο και C/O για ιόντα με ενέργειες 80-160 keV/νουκλεόνιο για όλα τα αθόρυβα διαστήματα μεταξύ 1998 και 2016, καλύπτοντας σχεδόν δύο ηλιακούς κύκλους (Εικόνα 1, Solar Phys. (2018) 293:3). Είναι αμέσως προφανές ότι κατά τη διάρκεια υψηλής ηλιακής δραστηριότητας, ακόμη και ελλείψει αναγνωρίσιμων ηλιακών/διαπλανητικών γεγονότων, ο λόγος Fe/O είναι υψηλός, κοντά στην τυπική τιμή (0,8) που παρατηρείται κατά τη διάρκεια γεγονότων παρορμητικών ηλιακών ενεργειακών σωματιδίων που σχετίζονται με εκλάμψεις. Σχεδόν το ηλιακό ελάχιστο, αυτή η αναλογία είναι συνήθως κοντά στη μέση τιμή του ηλιακού ανέμου (0,09) ενώ σε περιόδους μέτριας δραστηριότητας είναι κοντά στη μέση τιμή στέμματος, περίπου 0,25. Για σύγκριση, ο λόγος C/O παρουσιάζει πολύ μικρότερη μεταβλητότητα και καμία τάση ομαδοποίησης σύμφωνα με τον τύπο πληθυσμού που προσδιορίζεται με βάση τον λόγο Fe/O.
Για να επιβεβαιωθεί ότι τα σωματίδια πράγματι χωρίστηκαν σε τρεις διαφορετικούς πληθυσμούς, ελήφθησαν ιστογράμματα των κατανομών Fe/O από τις ημερήσιες μέσες ροές. Το Σχήμα 2 δείχνει τις κατανομές των σχετικών αφθονιών μετρώντας τον αριθμό των ημερών με μέσο Fe/O σε λογαριθμικούς κάδους. Τρεις κορυφές είναι εμφανείς οι οποίες μπορούν να προσαρμοστούν από τους Gaussians με μέγιστα Fe/O σε περίπου 1,6 (FL), 0,32 (COR) και 0,08 (SW) αντίστοιχα, κοντά στις μέσες τιμές τους.
Αν και τα στατιστικά στοιχεία δεν είναι μεγάλα, υποδηλώνουν ξεκάθαρα την ύπαρξη τριών χωριστών πληθυσμών. Για σύγκριση, το ιστόγραμμα των αναλογιών C/O προσαρμόζεται εύκολα με ένα ευρύ Gaussian. Τα αποτελέσματα δείχνουν ότι οι σχετικές υπερθερμικές αφθονίες ιόντων He/He, C/O και Fe/O, καθώς και η μεταβλητότητά τους, ήταν διαφορετικές στους δύο τελευταίους διαδοχικούς ηλιακούς κύκλους. Για να εξηγήσουμε αυτά τα αποτελέσματα προτείνουμε ότι αυτά τα ιόντα επιταχύνθηκαν σε υπερθερμικές ενέργειες υπό διαφορετικές συνθήκες στο ηλιακό στέμμα στους δύο κύκλους.
Τα ευρήματα μπορούν να αφορούν στο άρθρο με τίτλο Χρόνος ησυχίας 0,04–2 MeV/νουκλεόνιο 0,04–2 MeV/νουκλεόνιο Ιόντα σε 1 AU στους Ηλιακούς Κύκλους 23 και 24 , που δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Solar Physics. Επικεφαλής αυτής της εργασίας ήταν ο Károly Kecskeméty από το Wigner Research Center for Physics.
