ИСТИНА

Солнечный ветер – это сверхзвуковой поток плазмы, вмороженный в межпланетное магнитное поле, ускоренное от Солнца. Измерения солнечного ветра в широком диапазоне расстояний от Солнца, выполненные приборами Helios, Ulysses, New Horizons, показывают, что радиальная эволюция температуры ионов солнечного ветра значительно отличается от модели адиабатического расширения [1, 2]. Решение проблемы нагрева солнечным ветром чрезвычайно важно как для понимания структуры гелиосферы, так и для адекватного описания атмосфер далеких звезд. Магнитное поле солнечного ветра является турбулентным, и в нем преобладают многочисленные мелкомасштабные когерентные высокоамплитудные структуры, такие как квазиодномерные разрывы (токовые слои, удары и разрывы вращения). Современные теоретические модели предполагают, что токовые слои могут внести существенный вклад в нагрев солнечного ветра, но нет единой общепринятой концепции механизма, ответственного за такой нагрев. Одномерные неоднородности были обнаружены в солнечном ветре первыми спутниковыми миссиями [3, 4] как мелкомасштабные вращения или изменения амплитуды магнитного поля. Существование таких разрывов в солнечном ветре было предсказано теорией магнитной гидродинамики (МГД) [5]. Согласно теории МГД, одномерные разрывы магнитного поля делятся на тангенциальные разрывы (которые разделяют две плазмы с разными характеристиками), вращательные разрывы (которые движутся относительно плазмы, ускоряя плазму, которая пересекает разрыв), и ударные волны [5]. Эта классификация, однако, не описывает внутреннюю (кинетическую) структуру разрывов, которая может изменяться даже при разрыве одного и того же типа [6]. Поэтому изучение вклада токовых слоев в нагрев и рассеяние заряженных частиц в солнечном ветре требует детальной наблюдательной информации о конфигурации магнитных полей и построения теоретических моделей их взаимодействия с заряженными частицами. Динамика ионов в токовых слоях с сильным магнитным полем описывается в рамках адиабатической теории [7, 8]. В нашей работе рассматривается динамика ионов в магнитном поле токового слоя, характерного для солнечного ветра, а именно: Bx = B0tanh(z/L), By = σ1B0/cosh(z/L) + σ0B0, Bz = const. Обезразмеривая все переменные, можно видеть, что динамика ионов зависит от двух параметров: η = (ρ0/L)1/2 и κ = Bz/B0(L/ρ0)1/2, где ρ0 = (2Hm)1/2c/eB0 – ларморовский радиус, H – гамильтониан, которые определяют конфигурацию токового слоя. Если параметр каппа мал, κ << 1, то переменные разделяются на две пары: быструю и медленную координату и импульс. Периодичность быстрого движения частицы позволяет ввести квазиадиабатический инвариант как площадь, ограниченную замкнутой траекторией, нормированной на 2π. Принимая во внимание сохранение энергии, импульса и приближенное сохранение квазиадиабатического инварианта, можно проинтегрировать уравнения движения. Однако для достаточно тонких токовых слоев ионы размагничиваются в центре слоя и квазиадиабатический инвариант претерпевает скачок, что приводит к рассеянию иона. Объединяя многоспутниковый анализ данных, теоретические модели и численное моделирование, в данной работе мы изучаем роль, которую играют токовые слои в рассеянии и термализации ионов солнечного ветра. Наши результаты будут затем применены для описания новых измерений миссии NASA / Parker Solar Probe вблизи Солнца и будущих измерений ESA / Solar Orbiter.