在太阳风从日冕流向行星际的过程中，太阳风会由磁能主导转变为由动能主导，表现为其速度超过当地的阿尔芬波速度。阿尔芬表面是太阳风由亚阿尔芬速度转变为超阿尔芬速度的分界面，也是日冕与行星际空间的分界面。亚阿尔芬速太阳风和超阿尔芬速太阳风应具有不同的性质。同时，日冕加热与太阳风加速被认为主要发生在阿尔芬表面以下。因此，对亚阿尔芬速太阳风性质的研究和对阿尔芬表面的位置的推断都具有重要的科学意义。
Parker Solar Probe（PSP）卫星自2021年4月首次观测到亚阿尔芬速的太阳风以来，又多次进入阿尔芬表面以下区域，获得了亚阿尔芬速区域等离子体及磁场等信息。中国科学院国家空间科学中心（以下简称“空间中心”）太阳活动与空间天气重点实验室刘颍研究员课题组从已有的PSP观测中，鉴定出所有的、稳定的亚阿尔芬速太阳风区间，将其起源和性质与同期的超阿尔芬速太阳风进行了对比研究。表1给出了亚阿尔芬速区间以及它们相关的物理参数。
表1：PSP在第8轨到14轨观测到的亚阿尔芬速区间及其特征。
研究发现，目前观测到的稳定的亚阿尔芬速太阳风区间具有共同特征，包括较低的速度、低密度、减弱的磁力线回转（Switchback）、以及增大的阿尔芬半径等（见表1）。通过对这些亚阿尔芬速流进行溯源，我们发现它们在太阳上的源区往往位于冕洞边界、或者狭窄的/面积小的开放磁力线快速发散的区域。这些性质和起源符合刘颍研究员等人（2023）提出的低马赫数边界层（LMBL）概念。在LMBL中，太阳风阿尔芬马赫数降低。随着PSP靠近太阳，LMBL的马赫数率先降低到1以下，形成了观测到的亚阿尔芬速太阳风流。
研究团队进一步揭示年轻太阳风的结构组成。图1展示的是原始阶段的超阿尔芬速太阳风和亚阿尔芬速太阳风的速度-密度分布情况。对于超阿尔芬速太阳风，可以看到分为两个部分。其中一部分速度较高、密度较低，推测来源于冕洞内部的开放磁力线区域；另一部分速度较低、密度较高，来自于冕流等磁力线闭合区域。对于亚阿尔芬速太阳风（同时也是LMBL），可以看到其速度较低、密度也较低，这一特点可以由其起源于快速发散的开放磁力线来解释。这一结果表明原始阶段的太阳风由三种成分构成，即来自冕洞内部的低密度快太阳风、来自冕流的高密度慢太阳风、来自冕洞边界的低密度慢太阳风（即刘颍等人定义的LMBL）。
图1：原始阶段太阳风的速度-密度分布。
图2：左，阿尔芬半径在黄道面的分布。右，阿尔芬半径的概率密度分布函数。
研究团队改进了刘颍等人提出的计算阿尔芬半径的方法，得到了更加全面的阿尔芬半径的分布情况（图2）。阿尔芬半径在黄道面的分布结果表明，太阳风阿尔芬过渡区的形态符合“崎岖”的表面（“rugged”surface）。超阿尔芬速太阳风的阿尔芬半径集中在12个太阳半径左右，而亚阿尔芬速太阳风的阿尔芬半径主要分布于15 – 25个太阳半径。也就是说，PSP目前主要在阿尔芬半径增大的区域观测到亚阿尔芬速太阳风，而不是在典型的阿尔芬半径的距离，即目前PSP对亚阿尔芬速太阳风的观测主要集中在LMBL。未来随着其高度进一步下降，PSP可能观测到更多不同类型的亚阿尔芬速太阳风，特别是来自冕洞内部的亚阿尔芬速太阳风。
论文发表于The Astrophysical Journal，第一作者为空间中心研究生焦怡明，通讯作者为刘颍研究员。该研究揭示了目前亚阿尔芬速太阳风的普遍特性，并给出了原始太阳风的构成、以及阿尔芬半径的分布情况，对于理解年轻太阳风特性及其起源和加速、阿尔芬表面的形态具有重要意义。
Citation: Yiming Jiao, Ying D. Liu*, Hao Ran, and Wenshuai Cheng, Properties of Steady Sub-Alfv nic Solar Wind in Comparison with Super-Alfv nic Wind from Parker Solar Probe Measurements, 2024, The Astrophysical Journal, 960, 42
(https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad0dfe)
（供稿：天气室）
