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文|老张史论

编辑|老张史论

前言

太阳活动周期内发生的太阳风动力压力变化以复杂的时间变化形式，传递到外部太阳圈，但其典型形式具有大约11年的活动周期。

在外太阳圈区域，主要存留的太阳活动周期特征是太阳风动力压力或动量流的周期性变化，这一点在VOYAGER-1/2航天探测器的观测中得到明确证实。

通过在多流体代码中应用适当的时间依赖性内边界条件来描述太阳风和星际介质的相互作用，对太阳风动力压力的这种长周期变化进行建模。

太阳圈结构需要经过数个太阳活动周期才能适应平均位置，在该位置上进行周期性的呼吸，然而相对于太阳活动周期来说存在相位滞后。

动力活跃的太阳圈与静态太阳圈的行为不同，尤其是在历史上存在一种滞后效应，即激波结构的移动距离比平均动力压力所解释的要大。

显然，通过密度和压力波的激发，额外的能量被注入到太阳圈中，这些波从终止激波沿界面向弓形激波向外传播，根据经度不同，太阳圈鞘区域记录了2-3个和6-7个之前的太阳活动周期，即周期引起的波需要相应的传播时间来穿越太阳圈鞘。

太阳周期引起的变化简介

自从描述了日球层界面的配置以来，已经明显地意识到太阳风终止激波和日球层的位置会在不同的内部太阳系压力条件下发生变化，这些早期模型是基于静态平衡考虑而得出的，要求边界条件在时间上不发生变化。

在达到日球层结构位置的渐近状态之后，模型计算就完成了，真正动态的日球层变化只能在最近几年进行研究，这是因为发展了精细的数值代码来模拟太阳风和星际介质的相互作用。

日球层激波性质的响应反应非常依赖于问题描述的维度，考虑了太阳风密度跃变或行星际激波通过时终止激波的运动，采用了一维平面近似。

在球对称的方法中，由于激波的压缩比和传播速度，所得到的响应要小得多，然而，基于测量到的太阳风扰动的性质进行了类似的研究，上游终止激波的位置与太阳黑子数呈反相关，即在太阳活动周期的上升或下降阶段向内或向外移动。

只有在一致估计整个相互作用系统，包括所有涉及的时间相关过程，特别是来自日球层和弓形激波的反作用时，才能充分描述日球层对内部太阳系太阳风变化的响应。

运行了最早的二维时变相互作用代码，研究了太阳活动周期的影响，并证明相比于激波能够立即对实际内部太阳风条件做出反应时所实现的迁移，它们的时间相关研究得到的激波位置迁移要温和得多。

通过将氢原子以一致的形式纳入到二维双流体相互作用代码中，终止激波的早期不规律运动现在得到了减小，这是由于上游到下游激波层的不对称性和激波距离太阳的减小所导致的。

对于五流体日球鞘的太阳周期响应

除了太阳和星际起源的质子外，包括了星际氢原子、日球鞘氢捕获离子、H-ACR和GCR作为单独的流体，它们在动力学和热力学上相互耦合以构建多流体相互作用系统。PUI与当地太阳风共动，但在热力学上表现为独立的流体，具有独立的密度、温度、声速和压力值。

ACR是在冲击波处以与冲击波强度有关的速率注入费米一加速过程中，这个速率对应于当地通过冲击波的PUI通量的特定分数，这种注入构成了冲击波处的局部ACR源，该源在能量平均的ACR输运方程中得到考虑，描述了这个高能量10 MeV/nuc流体的对流和空间扩散。

通过与其他流体耦合的能量平均GCR输运方程来包括GCR，这种耦合是通过与局部等离子体整体流动相关的对流GCR变化以及ACR和GCR压力梯度对等离子体运动的调制来实现的。

稳定日球层的参数在达到渐近状态后，这些模型计算被用作建模太阳周期变化的输入，所有不同的太阳周期模型都以这个稳定状态作为新计算的起点。

高能组分，即ACR和GCR，也代表了在MHD波动湍流中散射而扩散的另外两个流体物种。从数学角度来看，这些物种将耦合偏微分方程系统升级为二阶方程系统。

从物理角度来看，包含PUI、ACR和GCR流体为整个相互作用系统开启了新的反应模式，如果安装了模拟典型太阳周期变化的时间依赖内边界条件的话。

使用PIONEER和VOYAGER航天器获得的深空探测数据，可以观察到太阳风质量流量和动力压力大致以2倍的周期变化，最大值相对于活动周期的最大值大约延迟了4年。

太阳风动力压力的这种周期性变化与近乎恒定的太阳风质量流量相关，因为太阳风速度和密度呈适当的反相关关系，基于这些发现，在这里更倾向于在太阳周期内保持质量流量恒定的模型。

太阳周期模型

在模拟模型中，将距离5 AU视为内边界，径向对称的内部太阳风速度变为时间相关，并且速度大小随太阳周期周期性变化。

太阳风的质量流量，例如ρswvsw，因此保持恒定，这意味着密度ρsw与速度vsw呈反相关关系。这也意味着速度变化的幅度与动压ρswv^2sw的变化幅度相同。

模拟了两种太阳周期活动类型：纯正弦变化和更复杂但可能更真实的指数调制幅度。

在这里，ωs代表太阳周期频率，选择vsw0≈359 km/s和1vsw≈162 km/s的方式是使得在最大条件下太阳风速度达到vmax=800 km/s，在最小条件下为vmin=300 km/s，相位φ是为了适应具有vswstationary = 400 km/s的静止日球层。

在内边界处采用相应的太阳风密度，以使得在5 AU的质量通量在整个太阳周期内保持恒定，并且等于8 m0(5 AU) = vsw · nsw(5 AU)mp = 8·106mp cm2/s，这大致是在尤利西斯号宇宙飞船上测得的值8 m0,U = 1.2·107mp cm2/s−1。

保持静态日球层参数的设置不变，只在时间上变化太阳风速度vsw = vsw，根据方程，其中太阳质量通量是恒定的，因此太阳风数密度nsw = nsw与太阳风速度呈反相关关系，太阳周期的周期保持恒定。

纯正弦太阳周期变化的太阳风速度在Vswmin = 300 km/s和vswmax = 500 km/s之间变化，在太阳周期的特定相位，显示了质子的密度等值线。通过肉眼很容易识别出，与静态日球层相比，动态日球层的主要结构特征在质子和氢密度上都有所扩展。

在动态日球层中可以清楚地看到从日球层边界向弓形激波传播出去的两个质子密度波，这些外向传播的波，可以在连续的日球层状态的电影序列中进行控制，明显被指出为入射弓形激波的亚音速波。

这很可能对ACR的终止激波后加速以及GCR和ACR在终止激波下游的调制产生影响。

由于在这个等值线图中，质子密度变化跨越了几个数量级，因此除了线性刻度外，还提供了一个对数刻度，以便于观察所有波状特征，特别是在日球尾部。

类似的特征也可以在氢密度中观察到，采用对数刻度以更好地突出日球尾部的细节，此外，为了增强效果，允许最大太阳风速为800 km/s，在这个刻度下，无法解析氢墙中的波动，但是在日球层内部的氢分布的“混乱”行为是清晰可见的。

还研究了由方程给出的时间相关性引起的日球层太阳周期变化，这种变化似乎更加真实，并且有数据证实，在经历了一段较长的平静时期后，太阳风速度迅速增加到最大值，然后再次迅速从最大值减小到一个新的延长最小值。

这种指数特征，与正弦触发不同，更类似于一个巨大的全球合并相互作用区域进入终止激波的情况，对于这两种太阳周期模型，对太阳风速度的变化进行了建模，范围为vswmin = 300 km/s到vswmax = 500 km/s或vswmax = 800 km/s。

不同太阳周期模型中的终止激波和弓形激波距离

使用了五种不同的太阳周期变化表示来模拟太阳周期性的日球层变化，然后可以比较结果的差异，最小太阳风速度vswmin = 300 km/s保持不变，最大太阳速度为vswmax = 500 km/s的正弦建模。

在这个模型中，不考虑PUIs、ACRs和GCRs，即它们的动力学作用和相关性被抑制，相反，在其他模型中，所有五种高能粒子种类都被一致地考虑了它们之间的动力学相互作用，最大太阳风速度分别为vswmax = 500 km/s和vswmax = 800 km/s。

作为正弦太阳周期模型的输入，结果发现，终止激波的距离比使用所有5种流体组分的标准静止模型要大。

模型中的终止激波只向外迁移了一个小距离，然后基本上纯粹地围绕其平均位置振荡，在接近四个太阳周期后，最小终止激波距离在随后的周期中保持恒定，这对于弓形激波也是成立的，相比之下，模型的弓形激波距离在经过10个太阳周期后仍然略有增长。

正弦模型和指数模型之间的相位差是由它们必须与静止模型在t = 0时相符合的条件引起的，尽管vswmax = 800 km/s的模型具有最大的振幅，但曲线的形式有很大的不同：

指数模型中终止激波的运动显示出缓慢的增长，斜率上有一个平坦的鞍点，而正弦模型则迅速且单调地增加到其最大位置，终止激波朝最小条件的减小对于正弦模型是缓慢且单调的，而对于指数模型是快速且单调地减小到最小位置。

在所有模型中，都可以观察到终止激波最小距离和最大距离的增加，详细显示了终止激波的相对最小距离，并显示了其相对最大距离，相对距离是根据与静止模型的相应偏差计算的。

根据太阳周期模型中太阳风速度变化的振幅，弓形激波的距离模型中迁移而没有任何振荡，虽然在模型1中似乎没有达到平衡位置，值得在这里提到的是，弓形激波在一个太阳周期内几乎具有稳定的位置。

跳跃发生是由于数值不确定性和大数据集的处理方式，只有连续几个周期中弓形激波距离的系统增加趋势表达了一个物理相关的事实。

总结

日球层是一个基本上是三维结构，不仅由太阳风带来的磁场的冻结，而且由于太阳风动量流的三维非对称分布。

太阳极小期太阳风动量流的三维分布效应可以通过单独的静态轴对称模型处理，在这种模型中假设存在一个由Ulysses观测到的缓慢太阳风和快速太阳风之间的明显过渡区域。

但是，快速太阳风和缓慢黄道太阳风的主要物理效应只能通过动态完全发展的三维模型进行研究，因为宇宙射线的输运取决于由冻结磁场的三维结构和三维太阳风动量分布引起的不同湍流水平。

这里研究的太阳周期依赖性是对静态和动态模型之间差异的首次尝试，采用二维近似来模拟不同黄道边界条件对日球层的三维结构的截面。

另一方面，三维磁场在两个半球中诱导出不同的极性，这可以通过宇宙射线的调制来观察到，在目前的五流体代码中无法对这些效应进行建模。

具有对磁场进行动力学处理以计算扩散系数的轴对称模型相当好地描述了黄道上的宇宙射线输运，在模型中，对宇宙射线的调制是首次尝试将这些重要物种纳入日球层模型中。

参考文献

1，Barnes, A，《日层终止激波的运动：气体动力学模型》，1993年。

2，Geophys、Res，《日球终止激波的运动，能量粒子加速造成的能量损失》，1994年。

3，Astrophys、Rev，《日球终止激波在高纬度的运动》，1995年。

4，Beer、J，《在更广泛的历史背景下的中立监测记录》，2000年。

5，Fahr、 H，《“巴拉诺夫”界面的多流体特征》，2000年。