Пикап ион - Pickup ion - Wikipedia

Иллюстрация функции распределения захваченных ионов по скоростям вскоре после ионизации.[1]

В солнечная наука, гелиосферная захват ионов создаются, когда нейтральные частицы внутри гелиосфера ионизируются солнечными ультрафиолетовый излучение, перезарядка с Солнечный ветер протоны или ионизация электронным ударом. Улавливаемые ионы обычно характеризуются своим однозарядным состоянием, типичная скорость варьируется от 0 км / с до удвоенной скорости. Солнечный ветер скорость (~ 800 км / с), состав, который отражает их нейтральное затравочное население и их пространственное распределение в гелиосфере. Нейтральная затравочная популяция этих ионов может иметь либо межзвездное происхождение, либо лунное, кометное или внутреннее происхождение.[2] Сразу после ионизации однозарядные ионы улавливаются намагниченной плазмой солнечного ветра и развивают сильную анизотропный и тороидальный функции распределения скоростей, которые постепенно переходят в более изотропный государственный.[1] После своего создания захваченные ионы движутся вместе с солнечным ветром радиально от Солнца.

Ионы межзвездного захвата происходят из нейтральной компоненты Местная межзвездная среда (LISM), которая входит в гелиосфера со скоростью 25 км / с в результате его относительного движения относительно солнце. Этот нейтральный ветер постепенно ионизируется и действует как затравка для захвата межзвездных ионов. Захватывающие ионы внутреннего источника производятся внутренним источником нейтральных частиц. Подробные механизмы образования этих ионов в настоящее время обсуждаются.[3]

История

Межзвездные ионы.

Иллюстрация конуса фокусировки иона и серпа вокруг Солнца.

Поскольку Солнце движется относительно местного межзвездная среда со скоростью ~ 25 км / с межзвездные атомы могут входить в гелиосферу, не отклоняясь от межпланетное магнитное поле. Существование популяции нейтральных межзвездных частиц внутри гелиосферы было впервые предсказано в 1970 году.[4] Их путешествие от внешнего края нашей гелиосферы, так называемого гелиопауза, чтобы добраться до орбиты Земли, требуется более 30 лет. За это время межзвездные атомы постепенно истощаются из-за процессов ионизации, и их плотность составляет 1 AU значительно ниже по сравнению с межзвездная среда.[5] Поскольку атомы имеют разную чувствительность к различным процессам ионизации, состав межзвездных атомов на 1 AU сильно отличается от состава на краю нашей гелиосферы или местного межзвездная среда. Атомы гелия имеют очень высокий первый потенциал ионизации по сравнению с другими межзвездными видами и поэтому менее чувствительны к потерям на ионизацию от солнечной энергии. УФ ионизация. Это также причина, по которой Он+ - самый распространенный ион межзвездного захвата на 1 а.е. (за ним следует H+, O+, Ne+, и н+), а также был первым ионным захватом, обнаруженным с помощью прибора SULEICA на космическом корабле AMPTE в 1984 году.[6] Последующие обнаружения H+, O+, Ne+, и н+ были сделаны несколько лет спустя с помощью прибора SWICS на борту космического корабля Ulysses.[7]

Наблюдения за межзвездными подхватывающими ионами вблизи Земли позволяют исследовать газовую динамику местных межзвездная среда, который в противном случае может быть получен только удаленно с помощью оптических наблюдений или прямого измерения межзвездного нейтрального газа. Относительная скорость местного межзвездная среда относительно Солнца, о температуре и плотности можно судить по пространственной структуре наблюдаемых потоков захваченных ионов. В частности, конус фокусировки захватывающего иона, который является усилением межзвездных захватывающих ионов, который совмещен с вектором скорости межзвездных нейтральных атомов (He+ и Ne+), формируется из-за гравитационного притяжения Солнца и может использоваться для определения направления притока местных межзвездная среда.[8] Напротив фокусирующего конуса, на так называемой обратной стороне Солнца, для атомов с низкими первыми потенциалами ионизации (H+, O+, N+).

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Drews, C .; Berger, L .; Taut, A .; Пелейкис, Т .; Виммер-Швайнгрубер, Р.Ф. (2015). «2D функции распределения захваченных ионов He + по скоростям: СТЕРЕОПЛАСТИЧЕСКИЕ наблюдения». Астрономия и астрофизика. 575 (A97): A97. Bibcode:2015A&A ... 575A..97D. Дои:10.1051/0004-6361/201425271.
  2. ^ Kallenbach, R .; Geiss, J .; Gloeckler, G .; фон Штайгер, Р. (2000). "Измерения захваченных ионов в гелиосфере - обзор" (PDF). Астрофизика и космическая наука. 274 (1/2): 97–114. Bibcode:2000Ap и SS.274 ... 97K. Дои:10.1023 / А: 1026587620772. HDL:2027.42/41954.
  3. ^ Allegrini, F .; Schwadron, N .; McComas, D .; Глёклер, Г. (2005). «Стабильность захвата ионов внутреннего источника в течение солнечного цикла». Журнал геофизических исследований: космическая физика. 110 (A5): A05105. Bibcode:2005JGRA..110.5105A. Дои:10.1029 / 2004JA010847.
  4. ^ Лойд, К. Л. (1970). «Влияние межзвездного нейтрального водорода на прекращение действия солнечного ветра». Журнал геофизических исследований. 75 (34): 6892–6898. Bibcode:1970JGR .... 75.6892S. Дои:10.1029 / JA075i034p06892.
  5. ^ Cummings, A.C .; Stone, E.C .; Стинберг, К. Д. (2002). «Состав аномальных космических лучей и других гелиосферных ионов» (PDF). Астрофизический журнал. 578 (1): 194–210. Bibcode:2002ApJ ... 578..194C. Дои:10.1086/342427.
  6. ^ Möbius, E .; Hovestadt, D .; Klecker, B .; Scholer, M .; Gloeckler, G .; Ипавич, Ф. М. (1985). "Прямое наблюдение Он+ захват ионы межзвездного происхождения в солнечном ветре ». Природа. 318 (6045): 426–429. Bibcode:1985Натура.318..426М. Дои:10.1038 / 318426a0.
  7. ^ Geiss, J .; Gloeckler, G .; Молл, У. (1994). "Происхождение O+ захват ионов в гелиосфере ». Астрономия и астрофизика. 286.
  8. ^ Drews, C .; Berger, L .; Wimmer-Schweingruber, R.F .; Galvin, A. B .; Klecker, B .; Мёбиус, Э. (2010). «Наблюдения межзвездного неона в фокусирующем конусе гелия». Журнал геофизических исследований. 115 (A10): н / д. Bibcode:2010JGRA..11510108D. Дои:10.1029 / 2010JA015585.