سرعت پرتو الکترون خورشیدی که امواج لانگمویر را در هلیوسفر داخلی تقویت می‌کند توسط سی‌ای لورفینگ و همکاران. – انجمن ستاره شناسان رادیویی خورشیدی اروپا

پرتوهای الکترونی شتاب‌دار خورشیدی با پلاسمای پس‌زمینه باد خورشیدی برهمکنش می‌کنند تا امواج لانگمویر را به‌طور موضعی تولید کنند و متعاقباً انتشار رادیویی ایجاد کنند (گینزبورگ و ژلزنیاکوف، 1958).

مشاهدات متعدد در فواصل مختلف از خورشید توسط فضاپیماهایی مانند مدارگرد خورشیدی (0.5AU) و ACE (1AU) محدوده انرژی متفاوتی از الکترون‌ها را نشان می‌دهد که با پلاسما برای تولید نوسانات لانگمویر در تعامل هستند. در 0.5 واحد نجومی، الکترون‌های غیر حرارتی در محدوده deca-keV به طور همزمان با نوسانات لانگمویر می‌رسند (گومز-هررو و همکاران، 2021). در 1AU هیچ امواج پلاسمایی مرتبط با انرژی مشابه مشاهده نمی شود، الکترون ها بدون پراکندگی منتشر می شوند (Dröge and Kartavykh, 2009). امواج لانگمویر در نزدیکی خورشید با الکترون‌های پرانرژی‌تر مشاهده شده‌اند و امواج لانگمویر دورتر از خورشید با الکترون‌های کم‌انرژی می‌رسند. این نشان می‌دهد که محدودیت شدیداً وابسته به فاصله در محدوده انرژی الکترون برای برهمکنش‌های موج رزونانس ذره وجود دارد که باید بیشتر مورد بررسی قرار گیرد.

مطالعات عددی دینامیک پرتوهای الکترونی هنگام حرکت در پلاسمای خورشیدی نشان می‌دهد که خواص جنبشی این پرتوها به شدت به پارامترهای اولیه پرتو الکترونی مانند چگالی الکترون و توزیع انرژی الکترون بستگی دارد (Li and Cairns, 2013a, Reid and Kontar 2018).

افزایش حداکثر سرعت الکترون لانگمویر امواج، ایکس

شکل 1. حداکثر سرعت الکترون ها [X] مسئول رشد موج لانگمویر از سطح خورشید تا 50 شعاع خورشیدی است. اوج X در شعاع خورشیدی 0.38 درجه سانتیگراد است. در قرمز، تناسبی نشان می‌دهد که X به صورت r-0.5 بر روی داده‌های اوج سرعت به رنگ آبی کاهش می‌یابد. (از لورفینگ و رید، 2023)

ما تزریق یک پرتو الکترونی به تاج خورشیدی و انتشار متعاقب آن در فضای بین سیاره ای را شبیه سازی می کنیم. برهمکنش‌های موج-ذره با استفاده از یک رویکرد شبه خطی به نظریه جنبشی شبیه‌سازی می‌شوند و بررسی می‌کنند که کدام سرعت الکترون بیشترین امواج لانگمویر را در فواصل مختلف از خورشید رشد می‌دهد. پرتو الکترونی شتاب‌دار با شعاع 0.014 خورشیدی به تاج خورشیدی تزریق می‌شود. ما حداکثر سرعت الکترون هایی را که امواج Langmuir X را در هر نقطه در فاصله ای از محل تزریق (0.014 شعاع خورشیدی) تا 50 شعاع خورشیدی رشد می دهند محاسبه می کنیم (شکل 1). این کار با شناسایی بالاترین سرعت در جایی که df/dv > 0 در تابع توزیع الکترون در هر نقطه از زمان انجام می‌شود. X ابتدا در 5 شعاع خورشیدی به 0.38c افزایش می یابد و سپس تقریباً به عنوان r کاهش می یابد.^-0.5 تا 0.17 درجه سانتیگراد در 50 شعاع خورشیدی. در همان زمان، میزان رشد امواج لانگمویر بالاتر از سطح حرارتی توسط پرتو از 6 × 10 کاهش می یابد.⁴ در 13 شعاع خورشیدی تا 8×10³ در 33 شعاع خورشیدی

کار شبیه‌سازی برهمکنش‌های پرتو- پلاسما نشان داده است که وابستگی سرعت تابع توزیع الکترون از قانون توان منفی پیروی می‌کند (Reid and Kontar 2018).

شاخص طیفی سرعت آ و چگالی اولیه پرتو n_اشعه

شکل 2. افزایش حداکثر سرعت الکترون امواج لانگمویر X برای مقادیر مختلف a (بالا) و n_اشعه (پایین) بین 0 تا 5 شعاع خورشیدی. (از لورفینگ و رید، 2023)

ما دو پارامتر اولیه پرتو را تغییر می دهیم، چگالی اولیه پرتو n_اشعه و شاخص طیفی سرعت a برای تجزیه و تحلیل اثر آنها بر دامنه انرژی الکترون هایی که به طور رزونانسی با پلاسمای هلیوسفر داخلی در تعامل هستند. مقدار امواج لانگمویر که در هر فاصله ای تولید می شوند به انتخاب پارامترهای پرتو اولیه بستگی دارد که خود چگالی پرتو اولیه را کنترل می کنند. U. و افزایش می یابد U الکترون های انرژی بالاتر را برای رشد موج لانگمویر ناپایدارتر می کند و در نتیجه امواج لانگمویر بیشتری تولید می کند. U به چگالی الکترون بستگی دارد و به عنوان تابعی از فاصله کاهش می یابد. ما نتایج ثابتی را با مقادیر بالاتر a (الکترون‌های کم‌انرژی بیشتر از الکترون‌های پرانرژی) مشاهده می‌کنیم که منجر به X پایین‌تر می‌شود و بالعکس، اما کاهش کلی X با فاصله (شکل 2، سمت چپ). وقتی چگالی اولیه پرتو n را تغییر می دهیم_اشعه، چگالی پرتو اولیه بالاتر مترادف با الکترون های تزریق شده بیشتر در تمام سرعت ها است. این منجر به X بالاتر برای n بالاتر می شود_اشعه و بالعکس (شکل 2، سمت راست).

نتیجه گیری

ما متوجه شدیم که حداکثر سرعت الکترون های X در حال رشد امواج لانگمویر افزایش می یابد و در 5 شعاع خورشیدی در 0.38c به اوج می رسد و متعاقباً با r کاهش می یابد.^-0.5 تا 0.17c در 50 شعاع خورشیدی برای یک پرتو با n_اشعه = 10⁷ دیدن^-3 و شاخص طیفی a = 8. تغییر پارامترهای اولیه پرتو n_اشعه و a بر چگالی پرتو اولیه تأثیر می‌گذارد و متعاقباً بر X تأثیر می‌گذارد. همچنین دریافتیم که در 13 شعاع خورشیدی، الکترون‌های پرانرژی (60 keV) بدون پراکندگی منتشر می‌شوند، در حالی که الکترون‌های کم انرژی (10 keV) زودتر از حد انتظار با تابع توزیع الکترون می‌رسند. انتشار در زمان را برای همان n تجربه می کند_اشعه– یک جفت. انفجار رادیویی خورشیدی شبیه‌سازی‌شده نوع III، محدوده سرعت سرعت‌های الکترونی پرتو الکترونی اصلی خود را در اختیار ما قرار می‌دهد که می‌تواند با پلاسمای پس‌زمینه هلیوسفر داخلی برهمکنش رزونانسی داشته باشد. هدف ما آزمایش این شبیه‌سازی‌ها در برابر داده‌های موجود در محل است مدارگرد خورشیدی و کاوشگر خورشیدی پارکر

بر اساس یک مقاله اخیر توسط CY Lorfing و HAS Reid، 2023، Sol. Phys., DOI: https://doi.org/10.1007/s11207-023-02145-2

منابع

Dröge, W. and Kartavykh, YY: 2009، ApJ، 693، 69

گینزبورگ، وی. ال. و ژلزنیاکوف، وی. 1958، Sov. دستیار جلد 2

لی، بی و کایرنز، آی اچ: 2013، JGR، 118، 4748-4759

Reid، HAS و Kontar، EP: 2013، سل. Phys., 285, 217-232

Reid، HAS و Kontar، EP: 2018، ApJ، 867، 158