Proton Kinetic Effects and Turbulent Energy Cascade Rate in the Solar Wind
第一个观察到的质子温度各向异性驱动的动力学不稳定性和估计的能量级联率在湍流太阳风之间的连接报告使用测量从风航天器在1 AU。我们发现增强级联率集中沿边界的（$β_{\parallel}$，$T_{\perp}/T_{\parallel}$）平面，其中包括理论上不稳定的镜像和消防水龙带不稳定性的区域。在估计的级联速率和动力学效应（如温度各向异性和等离子体加热）之间观察到强相关性，导致质子比典型的各向同性等离子体条件下热5-6倍，各向异性70-90%。这些结果提供了新的见解动力学过程中的湍流制度。
2013-08-11 physics.plasm-ph physics.space-ph
The polytropic behavior of Solar Wind protons as observed by Ulysses spacecraft during Solar minimum
本研究利用Ulysses航天器数据，分析太阳极小期太阳风质子的多方过程，发现平均多方指数约1.4，表明亚绝热行为，且该指数不依赖太阳风速度，并随日心距离和纬度略有变化。
2022-12-29 physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton-proton collisional age to order solar wind types
太阳风流的性质是由它的源区和传输效应决定的。与太阳风类型无关，现场测量的太阳风总是受到两者的影响。我们考虑质子-质子碰撞年龄作为1 AU处太阳风的排序参数，并探讨其与Xu & Borovsky（2015）开发的太阳风分类方案的关系。我们用这个来表明，明确的磁场信息是不需要这种太阳风分类。基于这一分类的三种基本太阳风类型涵盖不同的质子-质子碰撞年龄$a_{col,p-p}$方面的制度的观察，我们提出了一个简化的太阳风分类方案，仅基于质子-质子碰撞年龄。由此产生的所谓PAC太阳风分类器是完整的Xu & Borovsky（2015）太阳风分类方案的替代方案，并导致与完整的Xu & Borovsky（2015）方案非常相似的分类。质子-质子碰撞年龄使太阳风有序化。这意味着潜在的内在关系的等离子体属性，特别是质子温度和磁场强度在每个等离子体制度。我们认为，扇区反转等离子体是一个组合，特别缓慢和密集的太阳风和大多数流相互作用的边界。大多数太阳风参数（例如，磁场强度B和氧电荷状态比$n_{O^{7+}}$ / $n_{O^{6+}}$）随太阳活动周期而变化。因此，所有基于阈值的太阳风分类方案也需要适应太阳活动周期。
2020-03-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Stochastic Heating, Differential Flow, and the Alpha-to-Proton Temperature Ratio in the Solar Wind
我们扩展了以前的理论，随机离子加热占沿磁场的离子运动。假设随机加热是主要的离子加热机制，我们推导出一个解析表达式的离子质子垂直温度比在太阳风的任何离子种类。该表达式描述了该温度比如何取决于离子沿磁场方向的平均速度以及平行质子压力与磁压力的比率。我们比较我们的模型与以前发表的测量α粒子和质子的风航天器。我们发现，随机加热提供了一个很有前途的解释，这些测量时，分数交叉螺旋度和阿尔芬比在质子gyroradius尺度的值，是广泛一致的太阳风测量。
2013-07-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Velocity-Space Proton Diffusion in the Solar Wind Turbulence
研究了质子动力学尺度下斜向阿尔芬湍流驱动的太阳风质子的速度-空间准线性扩散。在这些尺度上的湍流波动具有动力学阿尔芬波（KAWs），是有效的切伦科夫共振相互作用的属性。质子扩散通过切伦科夫踢进行，并在速度分布函数（VDF）中形成准线性平台非热质子尾。尾部在速度空间中沿着平均磁场从1 VA延伸到（1.5-3）VA，这取决于频谱中断位置、频谱中断处的湍流幅度和中断后的频谱斜率。产生尾的最有利条件发生在质子热速度和阿尔芬速度大致相同的区域，VTp/VA = 1。在1天文单位处，典型尾的形成时间估计在1-2小时之内，比太阳风膨胀时间短得多。我们的研究结果表明，非热质子尾，在所有的日心距离超过0.3 AU现场观察到的，形成在太阳风本地的KAW湍流。我们还认为，碰撞的尾巴功能-质子束，经常看到的质子VDFs，可以形成在后来的演化阶段的非热尾的飞行时间效应。
2013-04-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evolution of an Alfvén Wave-Driven Proton Beam in the Expanding Solar Wind
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Institute for Fusion Studies（聚变研究所）；Imperial College London（伦敦帝国理工学院）
本文通过模拟研究了日风中由阿尔芬波非线性驱动的质子束演化，揭示了动能不稳定性在质子束漂移中的作用，并探讨了非线性阿尔芬波动力学与扩展效应的相互作用对日风动力学的影响。
2026-01-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Extremely high reflection of solar wind protons as neutral hydrogen atoms from regolith in space
我们报告测量极高的反射率太阳风粒子从风化覆盖的月球表面。在绕月轨道上的印度月船1号航天器上的亚千电子伏原子反射分析仪（SARA）仪器的测量表明，多达20%的撞击太阳风质子从月球表面反射回空间，成为中性氢原子。这一发现，一般适用于风化层覆盖的无大气层的机构，推翻了广泛接受的假设，风化层几乎完全吸收撞击太阳风。
2010-12-14 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
A Measurement of the Effective Mean-Free-Path of Solar Wind Protons
弱碰撞等离子体受到非线性弛豫过程的影响，其速率可以比粒子碰撞频率快得多。这导致等离子体像磁化流体一样响应，尽管具有长的粒子平均自由程。在这封信中，有效的碰撞机制在等离子体动力学方程中建模，以产生密度、压力和磁场响应，与航天器测量的1 AU处的太阳风压缩波动进行比较。这使得测量的有效平均自由程的太阳风质子，发现是4.35 $\times 10^5$公里，这是$\sim 10^3$倍短于碰撞平均自由程。这些测量结果表明，支持有效的流体行为的太阳风在尺度以上的质子回旋半径，并表明有效的碰撞过程改变了热力学和运输弱碰撞等离子体。
2022-03-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dependence of Solar Wind Proton Temperature on the Polarisation Properties of Alfvénic Fluctuations at Ion-kinetic Scales
我们使用波动的磁螺旋度来研究Alfvénic波动在离子动力学尺度的极化特性，在太阳风作为$β_p$的函数，质子的热压力磁压力的比率，和$θ_{vB}$，质子流和本地平均磁场之间的角度，$\mathbf{B}_0$。使用近15年的\textit{Wind}观测，我们分开的贡献，螺旋度波动与波矢量，$\textbf{k}$，准平行和倾斜的$\mathbf{B}_0$，发现螺旋度的Alfvénic波动是一致的预测从线性Vlasov理论。这一结果表明，在这些尺度上的非线性湍流波动至少与阿尔文波共享一些偏振特性。我们还研究了质子温度在$β_p$ - $θ_{vB}$平面的依赖性，以探测湍流耗散的可能特征，发现它与$θ_{vB}$相关。平行于$\mathbf{B}_0$的质子温度在我们测量右手阿尔夫文涨落螺旋度的参数空间中较高，而垂直于$\mathbf{B}_0$的温度在我们测量左手涨落的参数空间中较高。这一发现与一般假设不一致，即通过对太阳风中不同的$θ_{vB}$进行采样，我们可以分析湍流分布对$θ_{kB}$的依赖性，$\textbf{k}$和$\mathbf{B}_0$之间的角度。排除仪器和膨胀效应后，我们的结论是，我们的研究结果提供了新的证据，当地的动力学过程，依赖于$θ_{vB}$在确定质子温度的太阳风的重要性。
2021-03-09 physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar wind protons at 1 AU: trends and bounds, constraints and correlations
质子温度各向异性在太阳风表现出明显的界限，这是兼容的温度各向异性驱动的动力学不稳定性所施加的理论约束。最近基于条件平均的统计分析表明，在这些理论约束附近，太阳风质子通常具有增强的温度和较弱的碰撞性。本文对太阳风资料进行了仔细的分析，指出这些结果是太阳风中多重相关叠加的结果，即它们主要是由于质子温度与太阳风速度之间的相关以及快速太阳风中质子温度各向异性与质子平行β之间的反相关叠加的结果。较冷和更多的碰撞数据分布在温度各向同性周围，而较热和较少的碰撞数据具有较宽范围的温度各向异性，其与质子平行β反相关，具有由于温度各向异性驱动的不稳定性而导致的约束签名。然而，大多数热的和弱的碰撞数据，包括最热的和最少的碰撞，位于远离边缘稳定区。因此，我们的结论是，有没有明确的关系之间的增强温度和不稳定的约束，这些分析所使用的条件平均必须小心使用，需要进行很好的测试。
2014-02-19 physics.space-ph
Local proton heating at magnetic discontinuities in Alfvenic and non-Alfvenic solar wind
利用Parker Solar Probe观测与2.5D混合模拟，研究了Alfvénic与非Alfvénic太阳风磁场间断处的局地质子加热，发现两类风中小尺度结构分别优先增强$T_\parallel$与$T_\bot$，并揭示了不同质子束流的形成机制。
2023-09-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Modification of Proton Velocity Distributions by Alfvenic Turbulence in the Solar Wind
本文通过数值求解动力学演化方程，确定了太阳风中的质子速度分布函数。我们比较了考虑外力和库仑碰撞的影响与考虑阿尔芬波湍流影响的结果。我们使用Fokker-Planck扩散项由于Alfvenic湍流，考虑到所观察到的湍流谱和动力学效应的有限质子回旋半径。假设一个位移麦克斯韦质子VDF在模拟边界在14个太阳半径，我们表明，湍流导致一个快速的（在几个太阳半径）发展的反向阳尾质子VDF。我们的研究结果提供了一个自然的解释质子VDFs，这是经常观察到的现场太阳风超过0.3 AU的非热尾。
2013-04-08 physics.space-ph
Predicted Impacts of Proton Temperature Anisotropy on Solar Wind Turbulence
在弱碰撞太阳风中测量的粒子速度分布经常被发现是非麦克斯韦分布的，但是这些非麦克斯韦分布如何影响太阳风中的等离子体湍流物理仍然没有答案。使用数值解的线性色散关系的碰撞无等离子体的双麦克斯韦质子速度分布，我们提出了一个统一的框架，为四个质子温度各向异性不稳定性，确定相关的稳定本征模，突出不稳定区域的波矢空间，并提出了不断增长的本征函数的属性。从这个框架中获得的物理直觉的基础上，我们解决质子温度各向异性如何影响的\Alfvenic波动的非线性动力学的主导级联的能量从大到小的尺度和如何由质子温度各向异性不稳定性驱动的波动相互非线性相互作用，并与大尺度级联的波动。我们发现大尺度级联的非线性动力学对质子温度各向异性不敏感，并且不稳定性驱动的涨落不太可能引起大尺度级联的不稳定性驱动的涨落或湍流涨落的显著非线性演化.
2015-03-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Particle-In-Cell simulations of the parallel proton firehose instability influenced by the electron temperature anisotropy in solar wind conditions
对太阳风的现场观测表明，相对于行星际磁场方向，粒子温度的各向异性程度有限。动力学电磁不稳定性是有效的，以防止过度增长的各向异性的粒子速度分布函数。其中，水龙带不稳定性通常被认为是阻止平行温度的增加，从而形成太阳风中电子和质子的速度分布函数。我们提出了一个非线性模型的平行消防水龙带不稳定性，保留了动力学描述的电子和质子。一维（1D）完全动力学粒子在细胞模拟使用的能量守恒半隐式方法（ECsim）进行澄清的作用，电子温度各向异性的发展中的平行质子消防水龙带不稳定性。我们发现，在电子温度各向异性的存在下，平行于背景磁场的温度高于垂直方向上的温度，平行质子水龙带不稳定性的发生更早，其增长速度更快。增强的波动有助于粒子散射，将温度各向异性降低到稳定的、接近各向同性的状态。仿真结果与线性理论结果吻合较好。还考虑了在相对于磁场的倾斜角度下的1D模拟的测试情况，作为研究质子和电子对不稳定性的全谱的累积效应的第一步。
2020-04-01 physics.plasm-ph physics.space-ph
Estimation of turbulent heating of solar wind protons at 1AU
本文提出了一种利用等离子体矩和磁场资料计算太阳风湍流加热的新方法。我们发展了这种方法，并将其应用于计算1AU的太阳风质子等离子体的湍流加热。该方法利用了膨胀的太阳风等离子体的两个物理性质：波粒热力学平衡和熵率输运。我们分析等离子体矩和场数据从风S/C，以计算（i）波动的磁能，（ii）相应的相关长度，和（iii）湍流加热率。我们确定了它们与太阳风速度的关系，以及这些关系相对于太阳风和行星际日冕物质抛射等离子体的变化。
2020-12-09 physics.space-ph
Dynamics of solar wind protons reflected by the Moon
太阳系中缺乏大气层和内部磁场的天体，如月球和小行星，被认为是太阳风的被动吸收体。然而，SELENE航天器在月球附近进行的离子观测表明，一小部分撞击的太阳风质子被月球表面反射。利用在月球的Chandrayaan-1航天器上进行的SARA实验对这些反射质子的速度谱的新观测，我们通过建模表明，太阳风质子的反射将影响全球等离子体环境。离子通量和磁场的这些全局扰动将取决于物体反射表面的微观特性。这种太阳风反射过程可以解释过去在月球上观测到的离子，而且这种过程应该普遍发生在所有无大气层的非磁化物体上。
2010-10-11 physics.space-ph
The Role of Proton-Cyclotron Resonance as a Dissipation Mechanism in Solar Wind Turbulence: A Statistical Study at Ion-Kinetic Scales
我们使用磁场和离子矩数据的MFI和SWE仪器板载的风航天器上的离子动力学尺度的太阳风湍流的性质进行研究。我们使用自动化程序分析了2012年磁场波动在0.1和5.5 Hz之间的光谱特性，计算高分辨率92 s功率和磁螺旋度谱。为了确保光谱特征是物理的，我们在2004年初使用地球磁层的尾瓣交叉点对MFI“噪声本底”进行了第一次飞行测量。我们利用泰勒的假设多普勒频移到航天器的频率框架，发现在这些频率观察到的频谱中断是最好的质子回旋共振尺度，$1/k_c$，质子惯性长度$d_i$和质子陀螺仪$ρ_i$相比。当我们考虑$β_{i,\perp}\sim1$的周期时，这种一致性是最强的，并且与$β_{i,\perp}\ll1$在$d_i$和$β_{i,\perp}\gg1$在$ρ_i$处的谱断裂一致。我们还发现，在这些频率下观察到的相干磁螺旋度签名是有界的$1/k_c$在低频率和其绝对值达到最大值在$ρ_i$。这些结果适用于慢速和快速的气流，但在螺旋度特征最强的Alfvénic快速风中具有更好的相关性。我们的结论是，这些研究结果是一致的质子回旋共振作为一个重要的机制耗散的湍流能量在太阳风，发生至少有一半的时间在我们选定的时间间隔。但是，我们不排除其他机制。
2018-02-14 physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton-proton collisions in the turbulent solar wind: Hybrid Boltzmann-Maxwell simulations
热、稀和湍流等离子体的加热机制是空间物理学中一个长期存在的问题，其影响涉及近地环境和天体物理系统。为了探索粒子间碰撞的可能作用，等离子体湍流的模拟-在无碰撞和弱碰撞制度-已通过采用欧拉混合Boltzmann-Maxwell模拟进行了比较，质子-质子碰撞明确引入通过非线性Doughnut算子。虽然碰撞并不显着影响湍流的统计特性，它们耗散质子分布函数中的非热功能，并抑制速度空间中的拟能/熵级联，阻尼向大厄米模式的光谱传输。这种拟能耗散在等离子体分布函数强烈扭曲的区域特别有效，这表明精细的速度空间结构增强了碰撞效应。建立了流体湍流能量级联与等离子体涡度拟能级联之间的定性联系，为天体物理等离子体湍流的理解开辟了新的途径
2019-12-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alpha-proton Differential Flow of the Young Solar Wind: Parker Solar Probe Observations
α粒子相对于质子的速度可以根据太阳风的类型和与太阳的距离而变化（Marsch 2012）。先前的航天器测量到的α质子的速度差低至0.3天文单位。帕克太阳探测器（PSP）现在首次能够洞察新加速的太阳风靠近太阳的差异流动。在这里，我们研究的PSP近日点附近的相遇3-7时，核心太阳风是在太阳探测器离子分析仪（SPAN-I）仪器的视野质子和α体速度之间的差异。正如以前在较大的日光层距离的报告，α质子差速度观测的PSP是更大的快风比慢太阳风。我们比较PSP观测与各种航天器的测量，并提出了径向和时间演化的α-质子差速度。差异流随着太阳风从太阳传播而减小，这与以前的观测结果一致。虽然Helios表现出一个小的径向依赖性差流的缓慢太阳风，PSP清楚地表明这种依赖性的年轻缓慢太阳风下降到0.09 AU。我们的分析表明，α-质子差速度的大小主要是低于本地阿尔文速度。此外，阿尔法粒子通常比靠近太阳的质子移动得更快。PSP在其第八次遭遇期间穿过Alfvén表面，并可能在未来的遭遇中穿过它，使我们能够首次调查非常接近太阳风加速源区域的差异流。
2022-02-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Conditions for proton temperature anisotropy to drive instabilities in the solar wind
利用高分辨率的太阳轨道器数据，我们研究了质子温度各向异性驱动的镜像模式和倾斜消防水龙带不稳定性发生在太阳风的等离子体条件。我们发现，不稳定的等离子体表现出依赖于磁场的方向和体积太阳风的速度，不能单独用双绝热膨胀的太阳风之间的角度。角度依赖性表明，垂直加热Alfvénic风可能是负责。我们量化的两个不稳定性的发生率作为不稳定的间隔的长度的函数，因为它们是对流的航天器。这种分析表明，镜像模式和倾斜的消防水龙带不稳定性需要一个空间间隔的长度大于2至3个不稳定的波长，以放松等离子体到一个边缘稳定的状态，从而更接近热力学平衡的太阳风。我们的分析表明，这些不稳定性有效地发挥作用的条件在比太阳风湍流的相关长度短得多的尺度上局部变化。
2022-10-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton temperature anisotropy and magnetic reconnection in the solar wind: effects of kinetic instabilities on current sheet stability
我们通过二维混合模拟研究了质子各向异性驱动的动力学不稳定性对磁重联发生的作用。研究了在周围等离子体中存在质子温度各向异性时电流片的无碰撞撕裂。我们的结果证实，电流片区域内的各向异性质子可以显着增强/稳定电流的撕裂不稳定性。此外，大质子温度各向异性激发的线性不稳定性相关的波动可以显着影响等离子体的稳定性和扰动的电流片，触发撕裂不稳定性。我们发现，这样一个复杂的耦合导致更快的撕裂演化的制度，具有较大的垂直温度时，离子回旋不稳定性产生的各向异性质子分布函数。相反，在存在相反的各向异性的情况下，由具有较大平行温度的不稳定背景质子激发的消防水带波动不能有效地使电流片不稳定，电流片在消防水带饱和后长时间保持稳定。我们讨论了这种新的耦合对太阳风和日球等离子体动力学的可能影响。
2012-12-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A comparison of Alpha Particle and Proton Beam Differential flow in Collisionally Young Solar Wind
观测结果表明，在快风或低库仑碰撞频率时，太阳风小离子和离子子群体以不同的整体速度流动。测量表明，α粒子和质子束相对于体或核质子的漂移速度很少超过局部阿尔文速度，这表明磁不稳定性或其他波粒过程限制了它们的最大漂移。我们比较同时阿尔法粒子，质子束，质子核心观测仪器上的风航天器跨越20年。在几乎无碰撞的太阳风中，我们发现，归一化的α粒子漂移速度比归一化的质子束速度慢;两种粒子的漂移波动之间没有相关性;碰撞年龄与α-质子差流之间有很强的反相关性，但与质子束-核心差流之间没有这种相关性。控制的碰撞依赖性，这两个物种的归一化漂移表现出相似的统计分布。在渐近，零库仑碰撞极限，最年轻的测量差流最强烈的相关性与近似的阿尔文速度，包括质子压力各向异性。在这个极限和最精确的表示下，α粒子漂移为67%，质子束漂移约为当地阿尔文速度的105%。我们认为两种物理解释之一是可能的。要么（1）阿尔夫维尼克过程优先加速或维持质子束，而不是α粒子，要么（2）α粒子比质子束更容易受到不稳定性或库仑阻力的影响。
2018-09-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Wind Turbulence Around Mars: Relation Between The Energy Cascade Rate And The Proton Cyclotron Waves Activity
不可压缩的能量级联率在磁流体动力学（MHD）尺度的第一个估计是在等离子体上游的火星弓形激波，使用MAVEN观测和精确的关系推导出MHD湍流。能量级联率计算的事件与质子回旋波（PCW）活动，时间间隔时，MAVEN是在太阳风没有磁连接的弓激波。结果表明，当等离子体中存在PCW时，MHD尺度下的非线性能量级联被轻微放大。的归一化交叉螺旋度和剩余能量的湍流波动的分析表明，存在的Alfvénic和非Alfvénic波动的磁主导制度的大多数情况下。
2020-10-22 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Characteristics of proton velocity distribution functions in the near-lunar wake from Chandrayaan-1/SWIM observations
由于月球向阳面对太阳风等离子体的高吸收，在月球下游形成了大尺度的尾流结构。然而，最近的现场观测显示，在近月尾流（距离表面100公里至200公里）中存在质子。太阳风，无论是直接或与月球表面相互作用后（包括磁异常），是近尾流区这些质子的来源。使用来自Chandrayaan-1上SARA实验的SWIM传感器的全部数据，我们分析了在近月尾流中观测到的质子的速度分布。在太阳风静止坐标系下计算得到的平均速度分布函数，根据上游太阳风速度与IMF之间的夹角进一步分离。从速度分布中识别出几种质子布居，并根据速度分布的特征推断出它们可能的进入机制。这些进入机制包括：（i）太阳风质子沿IMF扩散到尾流中;（ii）尾流边界电场辅助的回旋半径有限的太阳风质子;（iii）回旋半径大于月球半径的太阳风质子从太阳风速度分布的尾部进入;以及（iv）太阳风质子从昼侧月球表面或磁异常散射。为了更深入地了解与不同种群相关的进入机制，对这些种群中的每一个进行了回溯。对于大多数的人口，从回溯得到的质子源被发现是在协议从速度分布推断。有少数人群不能用已知的机制解释，仍然未知。
2016-02-20 physics.space-ph
Magnetic helicity signature and its role in regulating magnetic energy spectra and proton temperatures in the solar wind
在以前的论文中，我们发现质子温度与太阳风中的质子尺度湍流有明显的联系，磁螺旋度信号似乎是这种联系的一个重要指标。本文根据15年的现场观测，进一步研究了太阳风湍流的磁螺旋度及其对磁能谱和质子温度的调节作用。结果表明，在$0.3 \lesssim kρ_p \lesssim 1$尺度下，螺旋度特征在太阳风湍流中非常普遍，其中$k$是波数，$ρ_p$是质子回旋半径。螺旋度的符号大多为正，表明湍流的右旋偏振占主导地位。当$kρ_p$和$β_{{\parallel}p}$小于1时，螺旋度大小通常随$k$和$β_{{\parallel}p}$（质子平行β）增加。随着螺旋度的增加，能谱的功率指数变得更负，质子温度$T_{{\perp}p}$和$T_{{\parallel}p}$显著上升，其中$T_{{\perp}p}$和$T_{{\parallel}p}$是相对于背景磁场的垂直和平行温度。特别地，当满足$β_{{\parallel}p} < 1$时，$T_{{\perp}p}$的上升比$T_{{\parallel}p}$快。$T_{{\perp}p}$随螺旋度幅值的快速上升可以解释为动力阿尔文波（KAW）湍流优先垂直加热太阳风质子的结果。
2020-09-09 physics.space-ph
Generation of proton beams at switchback boundary-like rotational discontinuities in the solar wind
研究发现日球空间中switchback边界类旋转不连续处可生成质子束，揭示了静态电场对质子束缚的关键作用。
2025-12-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Turbulent Proton Heating Rate in the Solar Wind from $5$ to $45~R_{\odot}$
到目前为止，已使用各种遥感观测来探测太阳风的湍流特性。利用1952 - 2013年蟹状星云角增宽观测得到的密度调制指数，利用动力学$\rm Alfv\acute{e}n$波色散方程测量了太阳风质子加热。在日心距离5 - 45 $\rm R_{\odot}$范围内，估计的加热率从$\approx 1.58 \times 10^{-14}$到$1.01 \times 10^{-8} ~\rm erg~ cm^{-3}~ s^{-1}$不等。此外，我们发现，加热率随太阳活动周期的密度调制指数的相关性。使用最近发射的帕克太阳探测器观测到的（计划中距离太阳中心最近的近日点$\rm 9.86~ R_{\odot}$）现场测量（例如，电子/质子密度、温度和磁场）得出的模型在精确估计湍流加热率方面是有用的。此外，我们将我们的加热速率估计与以前报道的遥感和原位观测结果进行了比较。
2021-04-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Collisionless Isotropization of the Solar-Wind Protons by Compressive Fluctuations and Plasma Instabilities
压缩涨落是天体物理等离子体湍流的一个次要但重要的组成部分。在太阳风中，长波长压缩慢模波动导致$β_{\parallel \mathrm p}\equiv 8πn_{\mathrm p}k_{\mathrm B}T_{\parallel \mathrm p}/B^2$和$R_{\mathrm p}\equiv T_{\perp \mathrm p}/T_{\parallel \mathrm p}$的变化，其中$T_{\perp \mathrm p}$和$T_{\parallel \mathrm p}$是质子的垂直和平行温度，$B$是磁场强度，$n_{\mathrm p}$是质子密度。如果压缩波动的幅度足够大，则$R_{\mathrm p}$跨越各向异性驱动的微不稳定性的一个或多个不稳定性阈值。来自这些微不稳定性的增强的场波动散射质子，从而降低压力张量的各向异性。我们建议，这种散射驱动$R_{\mathrm p}$的平均值远离边缘稳定边界，直到波动值的$R_{\mathrm p}$停止越过边界。我们使用线性Vlasov-Maxwell理论来描述这种“波动各向异性效应”的大尺度压缩波动。我们认为，这种效应可以解释为什么在几乎无碰撞的太阳风中，$R_{\mathrm p}$的平均值接近于1。
2016-11-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton Temperature Anisotropy Variations in Inner Heliosphere Estimated with First Parker Solar Probe Observations
利用帕克太阳探测器（PSP）观测资料，报道了内日球层质子温度各向异性的变化。使用线性拟合的方法，我们得到质子温度各向异性与测量的太阳能探测杯（SPC）从SWEAP仪器套件和磁场观测的仪器套件的温度。观测到的快速太阳风中温度变化的径向依赖性意味着比以前在更大径向距离上进行的Helios测量结果更强的垂直加热和平行冷却。质子温度各向异性与平行等离子体β之间的反相关在快太阳风中得以保留。然而，缓慢的太阳风的温度各向异性似乎很好地限制了镜像和平行消防水龙带不稳定性。在0.24天文单位范围内的慢太阳风的垂直加热可能有助于其与快太阳风相同的趋势，以对抗镜不稳定性阈值。这些结果表明，我们可能会看到更强的各向异性加热比预期的内日球层。
2020-02-08 physics.plasm-ph physics.space-ph
Ion collisional transport coefficients in the solar wind at 1 AU
质子和α粒子碰撞输运系数（各向同性，相对减速频率和加热速率）在1 AU的量化使用风/SWE数据。与以前的研究一致，离子-离子库仑碰撞对于缓慢的太阳风流通常是重要的，并且倾向于减小温度各向异性、差分流以及质子和α粒子温度之间的差异。在缓慢的太阳风流中，质子和α粒子之间的库仑碰撞对整个质子能量学以及两种粒子之间的相对减速都很重要。它还表明，离子温度各向异性和差分流一般需要考虑的碰撞输运系数的评估。
2016-05-03 physics.space-ph
The Radial Dependence of Proton-scale Magnetic Spectral Break in Slow Solar Wind during PSP Encounter 2
太阳风中的磁场波动通常被观察到遵循幂律谱。在质子动力学尺度附近，发生光谱突变，这通常被解释为向动力学湍流的过渡。然而，这种转变尚未完全理解。通过研究不同等离子体性质的破裂的缩放，可以约束导致动力学湍流开始的过程。使用帕克太阳探测器（\textit{PSP}）的数据，我们测量的质子尺度打破了一系列的日心距离，使测量的过渡，从惯性到动力学尺度湍流在各种等离子体条件下。我们发现，在慢太阳风中，突变频率$f_b$随日心距$r$的减小而增大，并遵循幂律$f_b\sim r^{-1.11}$。我们还比较了这一特性的等离子体离子尺度与可能的物理机制发生在这个规模的突破。对于所有等离子体$β_p$，$f_b$和$f_c$之间的比率（多普勒频移离子回旋共振标度）近似为1。在高$β_p$下，$f_b$和$f_ρ$之间的比率（多普勒频移陀螺标）近似为1;而在低$β_p$下，$f_b$和$f_d$之间的比率（多普勒频移质子惯性长度）为1。由于阿尔文和太阳风速度的可比性很大，我们使用标准和修改后的泰勒假设来分析这些结果，证明了稳健的统计结果。
2020-01-22 physics.plasm-ph physics.space-ph
On the generation mechanism of electromagnetic cyclotron waves in the solar wind: statistical results from Wind observations
在太阳风中经常观测到质子回旋频率附近的电磁回旋波，但其产生机制仍是一个悬而未决的问题。基于2005年$-$ 2015年的Wind资料，对ECW发生的等离子体特征进行了统计分析。研究了质子温度各向异性（$T_\perp/T_\parallel$）和质子平行β（$β_\parallel$）的概率密度分布（PDDs），其中$\perp$和$\parallel$分别指垂直和平行于背景磁场的情况.的PDD依赖于太阳风的类型以及波的偏振，并与左手（LH）偏振的ECW表现出相当大的差异，从周围的太阳风的PDD。在（$β_\parallel$，$T_\perp/T_\parallel$）空间中LH ECW发生率的分布呈现出随质子温度各向异性增大而增大的趋势。当使用$T_\perp/T_\parallel > 1$时，发生率最大的$β_\parallel$接近0.1，而当使用$T_\perp/T_\parallel < 1$时，发生率最大的$β_\parallel$接近1。具有大动能的α $-$质子微分流的存在对应于更高的发生率以及LH极化的ECW的主导。基于这些观察和现有的理论，我们提出，质子回旋和平行消防水龙带的不稳定性与α $-$质子差流的影响可能是负责本地生成的LH ECW在太阳风。右手电子回旋波的产生机制似乎是复杂的，需要在未来的研究中进行更多的讨论。
2018-12-13 physics.space-ph
Evidence of Nonlinear Signatures in Solar Wind Proton Density at the L1 Lagrange point
本文首次利用 L1 点多个航天器 17 年小时级质子密度数据，系统揭示太阳风密度的非线性和多重分形结构，并在非广延统计力学框架下成功验证 q-triplet。
2025-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Impact of Turbulent Solar Wind Fluctuations on Solar Orbiter Plasma Proton Measurements
太阳轨道器将观测太阳和内日光层，研究太阳活动、日冕结构和太阳风起源之间的联系。太阳轨道器上的等离子体仪器将以高时间分辨率确定等离子体离子和电子的三维速度分布函数。对这些分布的分析将确定等离子体体参数，如密度、速度和温度。本文研究了短时间尺度等离子体变化对粒子测量和等离子体参数估计的影响。为了这项研究的目的，我们模拟预期的观测太阳风质子，考虑到太阳轨道器上的质子-阿尔法传感器（PAS）的性能。我们特别研究的影响Alfvénic和慢模式的波动，通常观察到的太阳风的时间尺度上的毫秒到小时，对意见。我们这样做是通过构造分布函数从建模的观察和计算它们的统计矩，以获得等离子体体参数。与已知的输入参数之间的比较，使我们能够估计太阳轨道器质子测量在典型条件下的太阳风的预期精度。我们发现这些湍流效应引起的等离子体起伏对未来的SWA-PAS观测只有很小的影响
2019-10-25 physics.space-ph
Proton Kinetic Effects in Vlasov and Solar Wind Turbulence
采用混合Vlasov-Maxwell（HVM）模拟方法，在太阳风湍流的框架内研究了动力学等离子体过程。利用HVM系综模拟恢复了在航天器数据中经常观测到的质子温度各向异性T_{\perp} / T_{\parallel}对平行等离子体β_{ \parallel }的依赖关系。通过改变等离子体参数，如等离子体β和涨落水平，模拟探索了T_{\perp} / T_{\parallel}和β_{ \parallel }给出的参数空间的不同区域，类似于太阳风子数据集。此外，模拟和太阳风的数据表明，温度各向异性不仅与磁间歇事件，但也与梯度型结构的流量和密度。这种非麦克斯韦动力学效应和各种类型的不稳定性之间的联系可能是理解等离子体湍流复杂性质的关键点。
2013-06-27 physics.space-ph
Magnetic reconnection as a mechanism to produce multiple protonpopulations and beams locally in the solar wind
上下文早期的太空船观测显示，太阳风中频繁出现多重质子群。几十年来，对它们起源的研究主要集中在低日冕中的磁重联和日冕中的波粒相互作用以及太阳风中的波粒相互作用等过程上，本研究旨在强调多个质子群和束也是由太阳风中局部发生的磁重联产生的。方法.我们使用高分辨率太阳轨道器质子速度分布函数测量，辅以电子和磁场数据，分析2020年7月16日缓慢Alfvénic太阳风期间多个质子群和束与磁重联的关联。结果在这一天中，至少发现了6个重联电流片，其中包括一个在之字形边界处的磁重联。这代表了测量的分布函数的2%。我们讨论了这个比例可能被低估，以及它如何可能取决于太阳风类型和距离太阳。结论.虽然这可能是一个很小的贡献，但仍有待定量评估，太阳轨道器的观测表明，磁重联必须被视为在太阳风中产生多个质子群体和光束的机制之一。
2021-09-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Frequency Dispersed Ion Acoustic Waves in the Near Sun Solar Wind: Signatures of Impulsive Ion Beams
本研究在近日太阳风中观测到远离激波的频散离子声波，通过Parker Solar Probe的半自动识别算法记录了数千个波实例，分析表明这些波由冷脉冲加速质子束驱动，该机制可能在内日球层普遍存在并影响太阳风加速。
2024-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Kinetic-Scale Physics of a Multi-Species Solar Wind
本文采用混合模型Amitis模拟不同α粒子-质子比的多成分太阳风与彗星的相互作用，揭示了动理学尺度下不同离子的能量转移规律及对彗星磁层结构的影响。
2025-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Majority of Solar Wind Intervals Support Ion-Driven Instabilities
我们进行了统计评估的太阳风稳定性在1 AU对离子源的自由能，使用奈奎斯特的不稳定性标准。与通常采用的考虑单个自由能源的阈值模型相比，该方法包括质子和He $^{2+}$相对于背景磁场的温度各向异性的影响以及质子核、质子束和He $^{2+}$组件之间的相对漂移对稳定性的影响。从Wind航天器随机选择的309个光谱中，当离子成分被建模为漂移的双麦克斯韦时，$53.7\%$是不稳定的;只有$4.5\%$的光谱对长波长不稳定性是不稳定的。大多数的不稳定性发生在质子束被分辨的光谱中。几乎所有观察到的不稳定性的增长率$γ$慢于仪器和离子动力学尺度的时间尺度。不稳定的光谱与相对较大的他$^{2+}$漂移速度和/或偏离的核心质子温度从各向同性，其他参数的依赖性不稳定的光谱也被确定。
2018-04-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton fire hose instabilities in the expanding solar wind
利用二维混合膨胀箱模拟方法研究了无碰撞均匀等离子体中连续驱动的平行质子温度各向异性与消防水龙带不稳定性之间的竞争。对于准径向环境磁场的膨胀驱动$T_{\mathrm{p}\|}>T_{\mathrm{p}\perp}$和系统变得最终不稳定的优势平行消防水带的不稳定性。这种不稳定性通常不能抵消诱导的各向异性，并且系统通常在之后相对于倾斜消防水龙带不稳定性变得不稳定。倾斜不稳定性有效地降低了各向异性，并且系统迅速稳定，同时产生的电磁波动的显著部分被阻尼为质子。只要磁场处于准径向方向，这种演化就会重复，电磁涨落就会累积。对于足够倾斜的磁场，膨胀驱动$T_{\mathrm{p}\perp}>T_{\mathrm{p}\|}$并使系统相对于消防水龙带不稳定性进入稳定区域。
2017-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the interplay of solar wind proton and electron instabilities: Linear and quasi-linear approaches
目前正在作出重要努力，以了解所谓的动力学不稳定性，驱动的等离子体粒子存在于太阳风和地球磁层中的不同物种的各向异性。这些不稳定性足够快，可以有效地将等离子体粒子的自由能转换为具有多种含义的增强（小尺度）波动，从而调节等离子体粒子的各向异性。在本文中，我们使用线性和准线性（QL）的框架来描述复杂的不稳定的制度，现实地结合不同的温度各向异性的电子和离子（质子）。因此，参数化的是各种不稳定性，例如，质子和电子firehose，电磁离子回旋，和哨声不稳定性，表明它们的主要线性特性显着改变的各向异性的电子和质子的相互作用。线性理论可以预言，当两种性质不同的不稳定性的增长率相当时，它们之间会有很强的竞争。在QL阶段波波动增长和饱和在不同的水平和时间尺度，通过比较的质子或电子的不稳定性的个别激发。此外，质子和电子引起的涨落的累积效应可以显著地刺激它们的温度各向异性的弛豫。在各向异性质子弛豫过程中，只有哨声涨落抑制了质子水龙带涨落的效率。这些结果为进一步的数值模拟研究提供了有价值的前提，以解码空间等离子体中各向异性电子和质子相互作用引起的动力学不稳定性的全谱。
2021-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.pop-ph
On the Probable Interpretation of Anticorrelation between the Proton Temperature and Density in the Solar Wind
质子的温度和密度分布与太阳风有关，这是太阳风的一个众所周知的性质。然而，到目前为止，还不清楚它们是否是由某种普遍的物理机制形成的。不幸的是，一个简单的比较的特征弛豫时间的温度和密度，一方面，和压力，另一方面，遇到的问题，不适用的流体动力学的方法的情况下，当质子的自由程长度是相当大的空间尺度的结构考虑。为了解决这个问题，通常假设某些类型的MHD湍流-减少有效自由程-。在本文中，我们使用的另一种方法的基础上的静电（朗缪尔）湍流，所描述的数学形式主义的自旋型哈密顿量，这是积极讨论的，在最近的时间在统计物理的文献。从相应的计算结果可以看出，当强非平衡等离子体逐渐接近热力学平衡时，由自旋型哈密顿量控制的温度和密度分布的形成是一个普遍的性质。因此，正是这种现象可以解释在太阳风中观察到的太阳风关系。
2023-02-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Long-Term Trends In The Solar Wind Proton Measurements
利用OMNI对近地太阳风的观测，研究了1965-2015年太阳风质子温度（Tp）和速度（Vp）以及质子密度（np）和速度之间关系的长期时间演化。我们发现质子温度-速度（TP-Vp）斜率从1972年到2010年长期下降，但自2010年以来一直呈上升趋势。由于太阳风质子密度-速度（np-Vp）关系不像Tp-Vp关系那样是线性的，我们对np-Vp进行幂律拟合。指数（np-Vp关系中的陡度）与太阳活动周期相关。这个指数与当前的太阳片倾斜角的相关性比与太阳黑子数量的相关性更强，因为太阳黑子数量的最大值在各个周期之间变化很大，而倾斜角的最大值则没有变化。为了理解这一发现，我们检查了不同速度范围的平均np，发现对于慢风np与太阳黑子数高度相关，滞后约4年。快风np变化较小，但与周期同步。这种相位差可能有助于np-Vp指数与太阳活动周期的相关性。这些长期趋势很重要，因为基于Tp和Vp数据拟合的经验公式通常用于识别ICME，但这些公式不包括任何时间依赖性。太阳风密度在一个太阳活动周期中的变化将使近地空间环境和日光层的总体范围发生相应的变化。
2016-10-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Incorporating Kinetic Physics into a Two-Fluid Solar-Wind Model with Temperature Anisotropy and Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence
我们开发了一个1D的太阳风模型，其中包括单独的能量方程的电子和质子，质子温度各向异性，碰撞和碰撞的热通量，和低频，反射驱动，阿尔芬波湍流的分析处理。为了划分电子加热，平行质子加热和垂直质子加热之间的湍流加热，我们采用线性波阻尼和非线性随机加热理论的结果。当质子温度各向异性超过任一不稳定性的阈值时，我们通过增加质子俯仰角散射率来解释镜像和倾斜消防水管不稳定性。我们数值积分的模型方程向前的时间，直到达到一个稳定的状态，专注于两个快速太阳风的解决方案。这些解与许多观测结果一致，支持阿尔芬波湍流在太阳风起源中起重要作用的观点。
2011-11-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron and proton heating by solar wind turbulence
将以往的强磁流体动力学（MHD）湍流的加热和输运公式推广到电子和质子的单独的内能方程。包括电子热传导。能量由影响电子和质子的湍流加热提供，并通过碰撞在它们之间交换。与现有的湍流数据的比较表明，当（i）能量交换时间尺度很长，（ii）湍流引起的热量沉积被划分为60%的质子加热和40%的电子加热时，提供了合理的数据解释。热传导，这里确定的经验拟合，在描述电子数据中起着重要作用。
2009-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Reconstruction of Helio-latitudinal Structure of the Solar Wind Proton Speed and Density
日光层的建模需要连续的三维太阳风数据。在黄道外的现场测量是非常罕见的，因此需要其他方法来探测太阳风。利用行星际闪烁（IPS）观测的太阳风速度遥感数据，重建了1985 - 2013年太阳风质子速度的时空结构。我们开发了一种方法来填补IPS观测中的数据空白，以获得连续和均匀的太阳风速度记录。利用太阳风动压和能通量随纬度变化的不变性，提出了一种由太阳风速度反演太阳风密度的方法。为了构造太阳风速度的天气图，我们使用每个卡林顿旋转图的球谐分解。为了填补时间上的空白，我们将奇异谱分析应用于球谐系数的时间序列。我们获得了近三个太阳活动周期的太阳风质子速度和密度的日纬分布。由于计算的限制，重建的精度约为20%。所提出的方法使我们能够提高空间和时间分辨率的模型的太阳风参数在我们以前的论文（Sokónoval等。2013），并提供了一个更好的洞察太阳风结构的时间变化。此外，重建的太阳风密度更准确，更好地符合现场测量的太阳风。
2015-10-26 astro-ph.SR physics.space-ph
Spectral Features of Magnetic Fluctuations at Proton Scales from Fast to Slow Solar Wind
这封信调查的光谱特性的行星际磁场波动在质子尺度在几个时间间隔选择沿速度剖面的快速流。在第一个频率十年内的波动的字符，超出位于流体和动力学制度之间的高频休息，强烈地依赖于风的类型。虽然快速风显示出明显的右手和左手极化波动特征，可能分别与KAW和离子回旋波有关，但稀疏区（风速和低频波动的Alfvénicity降低）显示出离子回旋特征的快速消失，随后KAW逐渐消失。此外，与垂直和平行波动相关联的功率也经历快速耗尽，然而，保持功率各向异性有利于垂直光谱。
2015-09-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Interplanetary spread of solar energetic protons near a high-speed solar wind stream
我们研究了嵌入在慢速太阳风中的高速太阳风流如何影响太阳高能质子在行星际空间的传播。为了模拟高能质子，我们使用了最近开发的粒子输运代码，该代码通过以随机方式求解聚焦输运方程来计算日光层中的粒子分布。粒子在含有CIR的太阳风中传播，CIR由日光层磁流体动力学模型EUHFORIA产生。我们研究了四种情况下，我们假设一个4兆电子伏的质子均匀分布在不同的区域在模型的内边界的三角洲注入。这些源区域具有相同的大小和形状，但在经度上彼此偏移，因此磁性地连接到不同的太阳风条件。沿选定的IMF线的强度和各向异性的配置文件变化强烈，根据不同的太阳风沿场线遇到的条件。穿过冲击边界CIR的IMF线显示了加速粒子群的形成，反向冲击波是比正向冲击波更有效的加速器。此外，我们表明，粒子强度分布的纵向宽度可以增加，减少，或保持不变的日射径向距离，反映了潜在的IMF结构。最后，我们展示了如何在冲击波和压缩的国际货币基金组织在CIR变形的三维形状的颗粒分布在这样一种方式，注射轮廓的原始形状丢失的IMF的偏转。
2019-03-21 physics.space-ph
Comment on "Are periodic solar wind number density structures formed in the solar corona?" by N. M. Viall et al., 2009, Geophys. Res. Lett., 36, L23102, doi:10.1029/2009GL041191
讨论了周期性太阳风数密度结构的形成位置。观察这些结构中的质子和α-π关系[Viall等人，2009]指出，考虑到aplha粒子的体速度高于质子的体速度，这些结构的形成位置应该位于距观测位置小于0.002 AU的距离处。
2010-09-13 physics.plasm-ph physics.space-ph
Mixing the solar wind proton and electron scales. Theory and 2D-PIC simulations of firehose instability
火管不稳定性（FIs）在许多天体物理学应用中被引用。特别感兴趣的是在弱碰撞甚至无碰撞等离子体中的动力学表现，这些不稳定性预计将有助于宏观参数的演变。相对最近的研究已经开始了一个现实的描述FI，诱导的相互作用的两个物种，电子和质子，占主导地位的太阳风等离子体。这项工作补充了现有的知识，从线性理论和2D PIC模拟的第一次披露的新见解，确定了不稳定阈值附近增长最快的模式及其对各向异性分布的长期影响。因此，与以前的设置不同，这些条件有利于那些非周期性的分支，这些分支倾斜地传播到均匀的磁场，（最大）增长率高于周期性的，准平行模式。一般来说，理论预测得到了模拟的证实。非周期电子FI（α-π）不受质子各向异性的影响，并在低水平波动时迅速饱和。关于质子尺度的水龙带不稳定性，我们看到周期性和非周期性分支之间的竞争更强。对于我们分析中选择的参数，a-PFI比p-PFI先激发，后者达到显著更高的波动功率。然而，这两个分支显着增强的各向异性电子的存在。EFI和PFI之间的相互作用也产生了更明显的质子各向同性。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
New insights on the behaviour of solar wind protons and alphas in the Stream Interaction Region in solar cycle 23 and 24
本文首次系统分析太阳活动周23和24的流相互作用区事件，揭示α粒子流界面与质子流界面分离、快风区整体速度角和差速导致 $A_{He}$ 增强的机制。
2023-08-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Proton heating by pick-up ion driven cyclotron waves in the outer heliosphere: Hybrid expanding box simulations
利用一维混合膨胀箱模型研究了日球层外太阳风的特性。我们假设一个质子-电子等离子体与严格的横向环境磁场，旁边的膨胀，我们考虑到连续注入的冷拾取质子之间的电荷交换过程的影响太阳风质子和星际起源的氢。注入的冷拾取质子形成一个环形分布函数，迅速变得不稳定并产生阿尔文回旋波。阿尔文回旋波将拾取的质子散射到球壳分布函数中，由于膨胀驱动的冷却，球壳分布函数随时间变厚。阿尔芬回旋波通过回旋共振在垂直于环境磁场的方向上加热太阳风质子。稍后，阿尔文回旋波变得参数不稳定，产生的离子声波通过朗道共振在平行方向上加热质子。由此产生的太阳风质子的加热在膨胀时间尺度上是有效的。
2016-09-07 astro-ph.SR physics.space-ph
The Alpha-Proton Differential Flow in the Alfvénic Young Solar Wind: From Sub-Alfvénic to Super-Alfvénic
本文利用帕克太阳探测器数据研究α粒子-质子差流跨越临界阿尔文面的特征，发现差速受局地阿尔文速度限制，并揭示α粒子在超阿尔文区域仍可能被优先加速。
2024-01-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dependence of ion temperatures on alpha-proton differential flow vector and heating mechanisms in the solar wind
根据2004年6月至2019年5月期间的\emph{Wind}观测，本函首次考察了（$θ_d$，$V_d/V_A$）空间的质子和α粒子温度，其中$θ_d$和$V_d$分别为α $-$质子差流矢量的径向角和幅值，$V_A$为局域阿尔文速度。结果表明，温度显著依赖于$θ_d$以及$V_d/V_A$。在低质子平行β（$β_{p{\parallel}} < 1$）的情况下，发现当$θ_d$小（$\lesssim 45^\circ$）和$V_d/V_A \gtrsim 0.5$时，质子垂直温度明显增强。相反，当$θ_d$较大（$\gtrsim 90^\circ$）或$V_d/V_A$足够小时，α粒子的垂直温度显著提高。质子平行温度的最大值发生在$θ_d \sim 90^\circ$处，同时伴随着较高的$β_{p{\parallel}}$和较大的磁涨落湍流幅度。这项研究将为太阳风中质子和α粒子的回旋共振加热提供强有力的证据。还提出了其他机制，包括朗道共振和随机加热，这往往有不同的（$θ_d$，$V_d/V_A$）空间比回旋共振加热。
2020-01-20 astro-ph.SR physics.space-ph
