Prediction and Verification of Parker Solar Probe Solar Wind Sources at 13.3 R$_\odot$
Samuel T. Badman, Pete Riley, Shaela I. Jones, Tae K. Kim, Robert C. Allen, C. Nick Arge, Stuart D. Bale, Carl J. Henney, Justin C. Kasper, Parisa Mostafavi, Ni… 展开作者
Samuel T. Badman, Pete Riley, Shaela I. Jones, Tae K. Kim, Robert C. Allen, C. Nick Arge, Stuart D. Bale, Carl J. Henney, Justin C. Kasper, Parisa Mostafavi, Nikolai V. Pogorelov, Nour E. Raouafi, Michael L. Stevens, J. L. Verniero
备注：
33 Pages, 7 Figures, JGR Space Physics, Published Online 2023/3/28, In Final Production
Drawing connections between heliospheric spacecraft and solar wind sources is a vital step in understanding the evolution of the solar corona into the solar wind and contextualizing \textit{in situ} timeseries. Furthermore, making advanced predictions of this linkage for ongoing heliospheric missions, such as Parker Solar Probe (PSP), is necessary for achieving useful coordinated remote observations and maximizing scientific return. The general procedure for estimating such connectivity is straightforward (i.e. magnetic field line tracing in a coronal model) but validating the resulting estimates difficult due to the lack of an independent ground truth and limited model constraints. In its most recent orbits, PSP has reached perihelia of 13.3$R_\odot$ and moreover travels extremely fast prograde relative to the solar surface, covering over 120 degrees longitude in three days. Here we present footpoint predictions and subsequent validation efforts for PSP Encounter 10, the first of the 13.3$R_\odot$ orbits, which occurred in November 2021. We show that the longitudinal dependence of \textit{in situ} plasma data from these novel orbits provides a powerful method of footpoint validation. With reference to other encounters, we also illustrate that the conditions under which source mapping is most accurate for near-ecliptic spacecraft (such as PSP) occur when solar activity is low, but also requires that the heliospheric current sheet is strongly warped by mid-latitude or equatorial coronal holes. Lastly, we comment on the large-scale coronal structure implied by the Encounter 10 mapping, highlighting an empirical equatorial cut of the Alfvèn surface consisting of localized protrusions above unipolar magnetic separatrices.
Modeling of Joint Parker Solar Probe - Metis/Solar Orbiter Observations
我们提出了联合帕克太阳探测器（PSP）-梅蒂斯/太阳轨道器（SolO）正交观测的第一个理论模型。综合观测描述了从扩展日冕（$3.5-6.3$ R $_\odot$）到日光层内部（23.2 R $_\odot$）的缓慢太阳风等离子体包裹的演变。Metis/SolO仪器远程测量太阳风速度，测量范围为$96-201$公里$^{-1}$，PSP现场测量太阳风等离子体，观测径向速度为219.34公里$^{-1}$。我们从理论上和观测上发现，太阳风的速度在3.3 - 4 R $_\odot$范围内迅速加速，然后随距离的增加而逐渐增加。同样，我们发现理论太阳风密度与远程和现场观测的太阳风密度是一致的。PSP观测到的标准化交叉螺旋度和标准化剩余能量分别为0.96和-0.07，表明慢速太阳风具有很强的阿尔夫风性质。理论NI/板结果与PSP测量非常相似，这是高度磁场对齐的径向流的结果，确保PSP可以测量板波动而不是2D。最后，我们计算了理论二维和平板湍流压力，发现理论平板压力与PSP观测结果非常相似。
Turbulence characteristics of switchbacks and non-switchbacks intervals observed by \emph{Parker Solar Probe}
我们使用\emph{Parker Solar Probe}（\emph{PSP}）的现场测量，以分析太阳风湍流的特征，在第一次太阳相遇期间覆盖径向距离之间的$35.7R_\odot$和$41.7R_\odot$。在我们的分析中，我们将所谓的之字形（SB）间隔（折叠磁场线）与非之字形（NSB）间隔（主要遵循帕克螺旋场）隔离开来。使用一种基于条件关联函数的技术，我们分别在SB和NSB间隔中估计了Elsasser、磁场和体速度场的功率谱。通过对两种间隔的湍流能谱的比较，我们发现了以下特点：1）后向传播Elsasser场$z^-$的去相关长度在NSB间隔中比在SB间隔中大;（2）SB层段的磁功率谱比NSB层段陡，谱指数接近-5/3，其具有接近-3/2的光谱指数; 3）SB和NSB湍流都是不平衡的，NSB具有最大的交叉螺旋度，4）SB间隔中的剩余能量大于NSB，以及5）所分析的波动由在\emph{sunward}中传播的Alfvénic波动主导（\emph{anti-sunward}）方向，用于SB（NSB）湍流。这些观察到的特征提供了进一步的证据，证明\emph{PSP}观察到的之字形与折叠磁场线有关，从而深入了解其湍流性质。
Clustering of Intermittent Magnetic and Flow Structures near Parker Solar Probe's First Perihelion -- A Partial-Variance-of-Increments Analysis
在帕克太阳探测器（PSP）的第一次近日点通过期间，航天器到达了\(\sim 37~R_\odot\)的日心距离内，并观察到许多以急剧梯度为特征的磁场和流动结构。为了更好地理解年轻太阳风中的这些间歇性结构，需要检查的一个重要属性是它们在时间和空间上的相关程度。为此，我们使用久经考验的增量偏方差（PVI）技术，以确定间歇性事件的磁场和质子速度场（分别）在PSP的第一次遇到太阳时，航天器在0.25 AU从太阳的FIELDS和SWEAP观测。然后，我们研究不同的分离和PVI阈值的事件之间的等待时间的分布。我们发现幂律分布的等待时间短于一个特征规模可比的相关时间，这表明高度的相关性，可能起源于一个聚类过程。比这个特征时间长的等待时间更好地用指数来描述，这表明一个随机的无记忆泊松过程在起作用。这些发现与近地观测到的太阳风湍流一致。本研究补充了Dudok de Wit等人的研究（2020年，现卷），该研究侧重于在径向磁场中观察到的“之字形”之间的等待时间。
Direct Measurement of Polar Coronal Hole-like Solar Wind in its Acceleration Phase
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Physics Department, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校物理系）；University of Michigan, Ann Arbor（密歇根大学安娜堡分校）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；University of Delaware（特拉华大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）；University of Toulouse（图卢兹大学）；Imperial College London（帝国理工学院）；Harvard University（哈佛大学）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；European Space Agency, ESTEC（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）
Detailed imaging of coronal rays with the Parker Solar Probe
宽视场太阳探测器（WISPR）在第一次相遇时，当帕克太阳探测器（PSP）位于0.25天文单位内时，在15 R $_\odot$以下的高度获得了第一批高分辨率的日冕射线图像。我们利用这些显着的图像来揭示日冕射线的结构在尺度上是不容易辨别的图像从近1天文单位。为了分析和解释WISPR观测结果，它在径向和纵向上都迅速演变，我们使用第一次相遇的完整WISPR数据集构建了一个纬度与时间图。从这个地图的开发，也从连续的WISPR图像，我们显示了多个子结构内流光和pseudostreamers的存在。WISPR揭示了流注射线密集部分的精细尺度结构，我们将其确定为通常在太阳风中原位测量的日光层等离子体片的太阳起源。我们利用3D磁流体动力学模型，我们构建合成白光图像来研究WISPR观察到的日冕结构的起源。总体而言，包括航天器对单个日冕结构的相对运动的影响，我们可以解释几个观测特征的WISPR。此外，我们涉及到一些日冕射线在日光层电流片，是从1天文单位未解决的褶皱。其他射线似乎是由于开放的磁通量管固有的不均匀分布而形成的。
Tracking a beam of electrons from the low solar corona into interplanetary space with the Low Frequency Array, Parker Solar Probe and 1 au spacecraft
III型射电暴是温和相对论性电子束从低日冕传播到日光层的等离子体发射的结果，如果它们与日光层航天器的位置对齐，最终可以在原地检测到。在这里，我们观察到一个III型射电爆发从0.1-16兆赫使用帕克太阳探测器（PSP）领域的射频频谱仪（RFS），并从20-80兆赫使用低频阵列（LOFAR）。该事件与任何可检测到的耀斑活动无关，但属于PSP遭遇2期间发生的持续III型噪声风暴的一部分。LOFAR射电源向三维空间的反投影表明，III型射电爆发源位于1.6-3 R $_\odot$的开放磁场上，起源于东经48 $^o$附近的近赤道活动区。结合PSP/RFS观测与风/波和立体声/波，我们重建的第三类射电源轨迹在日光层内部PSP的位置，假设黄道约束。随后在STEREO-A航天器上在兼容的时间原位检测到高能电子增强，尽管开始和持续时间表明单独的爆发有助于增强的一个子集。这项工作表明，日冕中相对小规模的通量出现可以导致电子束从低日冕注入日光层，而不需要强烈的太阳耀斑。这项研究还明确强调了地面和天基无线电观测相结合的互补性，特别是在PSP时代。
Finding binaries from phase modulation of pulsating stars with Kepler. IV. Detection limits and radial velocity verification
我们探讨的相位调制（PM）的方法，发现多周期脉动星之间的二元系统的检测极限。该方法是在中等质量恒星的宜居带中寻找非凌日行星的一种有吸引力的方法，其快速旋转抑制了通过径向速度（RV）方法的检测。虽然发现行星需要几个mmag的振荡幅度，但许多$δ$ Scuti恒星都有这样的幅度。在振荡的信噪比较低的次优情况下，低质量的棕矮星（$\sim$ 13 M $_{\rm Jup}$）在轨道周期大于1年的情况下都可以被探测到，而最低质量的主序星（0.1-0.2 M $_{\odot}$）在PM方法可以应用的所有轨道周期都可以被探测到。我们使用专门编写的马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）软件的PM轨道的计算，它提供了强大的不确定性与RV解决方案的比较。使用开普勒数据和地面的RV，我们验证了这两种方法是一致的，即使在短的轨道周期的PM方法欠采样的轨道。我们开发了新的理论来解释欠采样的时间延迟，这也是必要的包括RV作为观测数据中的MCMC软件。我们表明，结合RV的时间延迟大大细化的轨道，因为在空间（PM）和速度（RV）域同时工作的互补性。通过广泛的“野兔和猎犬”练习测试了软件输出，涵盖了各种轨道配置，包括含有两个双轨道器的双星。
