Pickup ion - Pickup ion - Wikipedia

Ilustrace funkce distribuce rychlosti snímacího iontu krátce po ionizaci.[1]

v sluneční věda, heliosférické vyzvednout ionty jsou vytvářeny, když neutrální částice uvnitř heliosféra jsou ionizovány buď solárem ultrafialový záření, výměna náboje s solární bouře protony nebo ionizace nárazem elektronů. Pickupové ionty jsou obecně charakterizovány stavem jejich jediného nabití, typickou rychlostí, která se pohybuje mezi 0 km / s a ​​dvojnásobkem solární bouře rychlost (~ 800 km / s), složení, které odráží jejich neutrální populaci semen a jejich prostorové rozložení v heliosféře. Populace neutrálních semen těchto iontů může být buď mezihvězdného původu, nebo lunárního, kometárního nebo vnitřního zdroje.[2] Hned po ionizaci jsou jednotlivě nabité ionty zachyceny magnetizovaným plazmatem slunečního větru a vyvíjejí se silné anizotropní a toroidní funkce distribuce rychlosti, které se postupně transformují na více izotropní Stát.[1] Po svém vzniku se pickupové ionty pohybují se slunečním větrem radiálně ven ze Slunce.

Mezihvězdné vyzvedávací ionty pocházejí z neutrální složky Místní mezihvězdné médium (LISM), který vstupuje do heliosféra rychlostí 25 km / s v důsledku jejího relativního pohybu vzhledem k slunce. Tento neutrální vítr se postupně ionizuje a působí jako populace semen pro mezihvězdné vyzvedávací ionty. Vyzvedávací ionty vnitřního zdroje jsou produkovány vnitřním zdrojem neutrálních částic. O podrobných produkčních mechanismech pro tyto ionty se v současné době diskutuje.[3]

Dějiny

Mezihvězdné vyzvedávací ionty

Ilustrace kužele zaostřovacího kónusu a půlměsíce kolem Slunce.

Protože Slunce se pohybuje relativně k místnímu mezihvězdné médium s rychlostí ~ 25 km / s mohou mezihvězdné atomy vstoupit do heliosféry, aniž by byly vychýleny meziplanetární magnetické pole. Existence populace neutrálních mezihvězdných částic uvnitř heliosféry byla poprvé předpovězena v roce 1970.[4] Jejich cesta z vnějšího okraje naší heliosféry, tzv heliopauza, dokončení na oběžnou dráhu Země trvá více než 30 let. Během této doby jsou mezihvězdné atomy postupně vyčerpány ionizačními procesy a jejich hustotou při 1 AU je výrazně nižší ve srovnání s mezihvězdné médium.[5] Protože atomy mají různou citlivost pro různé ionizační procesy, složení mezihvězdných atomů na 1 AU se velmi liší od složení na okraji naší heliosféry nebo místní mezihvězdné médium. Atomy helia mají ve srovnání s jinými mezihvězdnými druhy velmi vysoký první ionizační potenciál, a jsou proto méně citlivé na ztráty ionizací slunečním zářením UV ionizace. To je také důvod, proč On+ je nejhojnější mezihvězdný snímací iont při 1 AU (následovaný H+, O+, Ne+a N.+) a byl také prvním snímacím iontem, který byl detekován pomocí přístroje SULEICA na kosmické lodi AMPTE v roce 1984.[6] Následné detekce H+, O+, Ne+a N.+ byly vyrobeny o několik let později pomocí nástroje SWICS na palubě kosmické lodi Ulysses.[7]

Pozorování mezihvězdných pickupových iontů blízko Země umožňují zkoumat dynamiku plynu v místním prostředí mezihvězdné médium, které lze jinak odvodit pouze na dálku optickým pozorováním nebo přímým měřením mezihvězdného neutrálního plynu. Relativní rychlost místní mezihvězdné médium s ohledem na Slunce lze teplotu a hustotu odvodit z prostorového vzoru pozorovaných toků pickupových iontů. Zejména zaostřovací kužel vyzvedávacího iontu, což je vylepšení mezihvězdných vyzvedávacích iontů, které jsou společně zarovnány s vektorem rychlosti mezihvězdných neutrálních atomů (He+ a Ne+), Formuje se díky gravitační přitažlivosti Slunce a lze ji použít k odvození směru přítoku místní mezihvězdné médium.[8] Na rozdíl od zaostřovacího kužele, na tzv. Protisměrné straně Slunce, se pro atomy s nízkým prvním ionizačním potenciálem (H+, O+, N+).

Viz také

Reference

  1. ^ A b Drews, C .; Berger, L .; Taut, A .; Peleikis, T .; Wimmer-Schweingruber, R.F. (2015). „Funkce distribuce rychlosti vyzvednutí iontů 2D He +: pozorování STEREO PLASTIC“. Astronomie a astrofyzika. 575 (A97): A97. Bibcode:2015A & A ... 575A..97D. doi:10.1051/0004-6361/201425271.
  2. ^ Kallenbach, R .; Geiss, J .; Gloeckler, G .; von Steiger, R. (2000). „Měření iontových iontů v heliosféře - recenze“ (PDF). Astrofyzika a vesmírná věda. 274 (1/2): 97–114. Bibcode:2000Ap & SS.274 ... 97K. doi:10.1023 / A: 1026587620772. hdl:2027.42/41954.
  3. ^ Allegrini, F .; Schwadron, N .; McComas, D .; Gloeckler, G. (2005). "Stabilita vnitřních zdrojů vyzvednout ionty během slunečního cyklu". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 110 (A5): A05105. Bibcode:2005JGRA..110.5105A. doi:10.1029 / 2004JA010847.
  4. ^ Loyd, C. L. (1970). "Vliv mezihvězdného neutrálního vodíku na ukončení slunečního větru". Journal of Geophysical Research. 75 (34): 6892–6898. Bibcode:1970JGR .... 75,6892S. doi:10.1029 / JA075i034p06892.
  5. ^ Cummings, A. C .; Stone, E. C .; Steenberg, C. D. (2002). „Složení anomálních kosmických paprsků a dalších heliosférických iontů“ (PDF). Astrofyzikální deník. 578 (1): 194–210. Bibcode:2002ApJ ... 578..194C. doi:10.1086/342427.
  6. ^ Möbius, E .; Hovestadt, D .; Klecker, B .; Scholer, M .; Gloeckler, G .; Ipavich, F. M. (1985). „Přímé pozorování He+ sběrací ionty mezihvězdného původu ve slunečním větru “. Příroda. 318 (6045): 426–429. Bibcode:1985 Natur.318..426M. doi:10.1038 / 318426a0.
  7. ^ Geiss, J .; Gloeckler, G .; Mall, U. (1994). „Původ O.+ vyzvednout ionty v heliosféře “. Astronomie a astrofyzika. 286.
  8. ^ Drews, C .; Berger, L .; Wimmer-Schweingruber, R. F .; Galvin, A. B .; Klecker, B .; Möbius, E. (2010). "Pozorování mezihvězdného neonu v heliovém zaostřovacím kuželu". Journal of Geophysical Research. 115 (A10): n / a. Bibcode:2010JGRA..11510108D. doi:10.1029 / 2010JA015585.