شبیه‌سازی دینامیک یون و الکترون در برهم‌کنش باد خورشیدی با یک دنباله‌دار
دراین مقاله، پژوهشگران دینامیک جنبشی یون‌ها و الکترونهای وابسته به یک دنباله‌دار را مدل‌سازی می‌کنند. این دنباله‌دار در فاصله‌ی سه واحد نجومی از خورشید قرار دارد (دنباله‌دار ضعیف) و در حال برهم‌کنش با جریانی از پلاسمای باد خورشیدی (شامل الکترون‌ها و پروتون‌ها) است. با توجه به اثبات وجود یخ (آب یا دی‌اکسیدکربن) در دنباله‌دارها، هنگامی که یک دنباله‌دار به نزدیکی خورشید می‌رسد، تصعید یخ باعث گاز افشانی، تشکیل گیسو۱ و دنباله‌های جداگانه‌ای از گرد و غبار و پلاسما می‌شود. این فرآیند منجر به پلاسماهای مملو از جرم۲ می‌شود که هنوز به خوبی شناخته نشده‌اند. پلاسماهای مملو از جرم در پلاسمای فضایی بسیار معمول هستند و آن هنگامی است که موادِ تازه باردارشده توسط دنباله‌دارها، سیارات، اقمار و دیگر اجرام منظومه‌ی شمسی به جریان پرسرعت باد خورشیدی وارد می‌شوند. این پژوهش قصد دارد با شبیه‌سازی این فرآیند، فیزیک پیچیده‌ی پلاسمای مملو از جرم را بررسی کند و هم‌چنین به تفسیر داده‌هایی که از دنباله‌دار ۶۷-پی چوریوموف-گراسیمنکو توسط کاوشگر رزتا به دست آمده، بپردازد.
سیستم برهم‌کنش دنباله‌دار و باد خورشیدی، یک سیستم چهار سیالی جفت‌شده است. در این سیستم چهارسیالی هر سیال شامل یک دسته از ذرات است؛ الکترون‌ها و پروتون‌ها در باد خورشیدی و یون‌ها و الکترون‌ها در دنباله‌دار. در این پژوهش با استفاده از کدی سه‌بعدی با نام ذره-در-سلول۳ این سیستم چهار سیالی شبیه‌سازی شده است. این کد شامل شبیه‌سازی کامپیوتری پلاسما به صورت سه‌بعدی است که به حل معادلاتی (مرسوم به ولاسف-ماکسول۴) برای یون‌ها و الکترون‌ها می‌پردازد. در این شبیه‌سازی علاوه بر اینکه از شرایط رصدی رزتا در مشاهده‌ی دنباله‌دار ۶۷-پی چوریوموف-گراسیمنکو استفاده شده است، مکانِ دنباله‌دار را تا حدی دور از خورشید در نظر گرفته‌اند تا تقریبِ الکترون بی‌برخورد در سرتاسر محیط به غیر از گیسوی داخلی دنباله‌دار، معتبر باشد. تقریب الکترون بی‌برخورد، اشاره به پلاسمای رقیقی دارد که سطح مقطع برهم‌کنش بین ذرات بسیار پایین است و برخورد بین الکترون ها به ندرت اتفاق می‌افتد، درنتیجه قابل صرف‌نظرکردن است.
شکل ۱. نمودارهای چگالی در صفحات XY/XZ برای پروتون‌ها و یون‌های باد خورشیدی (قاب‌های سمت چپ) و یون‌ها و الکترونهای وابسته به دنباله‌دار (قاب‌های سمت راست). محور Y در امتداد میدان مغناطیسی باد خورشیدی قرار می‌گیرد. خطوط میدان با سیاه مخشص شده‌اند و پیکان قرمز در قاب c، گردش پروتون باد خورشیدی منحرف‌شده در صفخه‌ی XZ را نشان می‌دهد.
در شکل ۱، پژوهشگران در مرتبه‌ی اول، به رفتار متفاوتی از الکترونهای بادخورشیدی و الکترونهای وابسته به دنباله‌دار به عنوان دو سیال جدا از هم دست یافته‌اند. این رفتار را با بُرش‌هایی از رفتارِ چگالی یون‌ها و الکترونهای وابسته به باد خورشیدی و دنباله‌دار، در صفحات XY و XZ نشان داده‌اند. این نمودار چگالی۵، ساختار کلی شبیه‌سازی شده از محیط اطراف را که ناشی از برهم‌کنش باد خورشیدی با دنباله‌دار ضعیف است، نمایش می‌دهد. همان‌طورکه پیش‌بینی می‌شد برای یک دنباله‌دار گاز افشان ضعیف، شوکِ کمانی۶ در مرز میان دو محیط، ایجاد نشده است.
شکل ۲. تصویر سه‌بعدی از رفتار چهار سیال در برهم‌کنش باد خورشیدی با یک دنباله‌دار گازافشان ضعیف. این تصویر شامل میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای آستانه‌های چگالی و خطوط سرعت برای چهار نمونه شبیه‌سازی شده است. قاب پایین سمت راست تصویر، چگونگی قطع آستانه‌های چگالی را مشخص می‌کند. قاب تصویر بالا راست، جداسازی چهار نمونه را در صفحه‌ی XZ عمود بر میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای نشان می‌دهد.
در شکل ۲، نتیجه‌ی نهایی شبیه‌سازی، شامل خطوط سرعت رفتار چهار سیال مورد بحث، به تصویر کشیده شده است. نتایج شبیه‌سازی نشان می‌دهد که نخست یون‌های وابسته به دنباله‌دار در امتداد میدان الکتریکی همرفتی و الکترونهای وابسته به دنباله‌دار در جهت مخالف شتاب می‌گیرند. در نهایت، الکترونهای وابسته به دنباله‌دار بسیار سریع‌تر از یون‌های وابسته به دنباله‌دار به جریان باد خورشیدی می‌پیوندند و با آن هم‌سرعت می‌شوند. این فرآیند، دینامیک الکترون و یون وابسته به دنباله‌دار را در فضا جدا می‌کند. جدایی حرکت یون و الکترون منجر به ایجاد یک جریانِ خالص مرتبط با میدان الکتریکی هال می‌شود.
هم‌زمان الکترونهای باد خورشیدی از جفت‌شدگی با پروتون‌های باد خورشیدی رها شده و در جریان ناحیه‌ی بالایی دنباله‌دار قرار می‌گیرند. در چارچوب مرجع یونِ بادخورشیدی-دنباله‌دار، عامل انتقال تکانه مابین بادخورشیدی و دنباله‌دار، میدان الکتریکی همرفتی با علامت منفی است. علاوه بر این در حالی که پروتون های باد خورشیدی منحرف می‌شوند، میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای هم‌چنان نزدیک به دنباله‌دار در میان الکترون‌ها حمل می‌شود؛ الکترون‌هایی که وابسته به بادخورشیدی و دنباله‌دارند و آن‌ها نیز در میدان مغناطیسی قفل شده‌اند. این رفتار بسیار شبیه منطقه‌ی پخش یون در اتصال مجدد مغناطیسی۷ است. منطقه‌ی پخش یون، منطقه‌ای است که یون ها از جفت‌شدگی در خطوط میدان مغناطیسی جدا شده‌اند، در حالی که الکترون‌ها هنوز در خطوط میدان قفل شده‌اند.
نتایج این مطالعه منجر به تفسیر کاملی از داده‌های آشکارساز یون و الکترون (IES) از فضاپیمای رزتا شده است. داده‌های این آشکارساز توزیع الکترون غیرگرمایی۸ را نشان می‌دهند که به طور ناهم‌گون داخل یونسفر دنباله‌دار گسترش یافته‌اند و دارای هر دو مؤلفه‌ی گرم (۵ الکترون ولت) و فراگرم۹ (۱۰ الی ۲۰ الکترون ولت) هستند. منشاء و مکانیسم فیزیکی این مؤلفه‌ها در توزیع الکترونی مشاهده‌شده به خوبی شناخته نشده است.
آنچه از این شبیه‌سازی به دست آمده، به پژوهشگران کمک کرد تا ویژگی‌های اصلی توزیع الکترونی مشاهده‌شده به وسیله‌ی رزتا را آشکار سازند. به این صورت مشخص شد که مؤلفه‌ی گرم به دنباله‌دار و مؤلفه‌ی فراگرم به باد خورشیدی وابسته است.
(۱)Coma
(۲) Mass-loaded plasma
(۳) iPIC3D: Particle-in-cell code
(۴) Vlasov-Maxwell
(۵) Density profile
(۶) Bow shock
(۷) Magnetic reconnection
(۸) Non-thermal
(۹) Superathermal
عنوان اصلی مقاله: Electron and Ion Dynamics of the Solar Wind Interaction with a Weakly Outgassing Comet
نویسندگان:. Jan Deca et al
این مقاله در نشریه‌ی Physical Review Letters چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://physics.aps.org/featured-article-pdf/10.1103/PhysRevLett.118.205101
گردآوری: نفیسه معصوم‌زاده
کار شایسته تقدیری ارائه نموده اید.
دستتان درد نکند