Interplanetary observations of the

Interplanetary observations of the solar wind in the ecliptic plane have shown that the "steady" (nontransient) solar wind is not uniform or constant but varies in many respects from time to time and from one place to another. In particular, it has been observed that some properties of the solar wind depend on its velocity regime, being clearly different for fast and slow winds. The high-speed wind (u ≥ 650 km s-1) is characterized by a high temperature, a low density, and a low mass flux, while the low-speed wind (u ≤ 400 km s-1) is cooler, denser, and has a larger mass flux. Other differences, such as composition, Alfvén wave content, anisotropies in proton and electron temperatures, etc., have also been observed between slow and fast solar winds. All these differences, together with the fact that a sharp transition between the two types of wind was usually observed by Helios in the inner heliosphere, have led to the proposal that slow and fast solar winds have different sources at the Sun (e.g., Schwenn, Mülhauser, & Rosenbauer 1981). There is general agreement that high-speed wind originates in coronal holes, which are highly diverging coronal structures of lower density and temperature than their surroundings, structures where the magnetic field lines are open to the interplanetary medium (e.g., Zirker 1977). Great effort has been made to model the steady high-speed wind from holes, emphasizing the role of Alfvén waves in the achievement of high speed and other characteristics of the fast wind (see, for instance, the review by Marsch 1994). Such models have reached a high degree of sophistication, including multispecies treatments as well as strong heating in the low corona to achieve rapid acceleration of the wind, etc. (McKenzie, Banaszkiewicze, & Axford 1995; Esser & Habbal 1996). However, the origin of the low-speed wind is less clear. It has been associated with the more active coronal regions and their mainly closed magnetic structures (Schwenn 1983), but no formal model for slow wind from these regions exists.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

สังเกตแผนกของลมสุริยะในระนาบ ecliptic ได้แสดงว่า ลมสุริยะ (nontransient) "มั่นคง" ไม่สม่ำเสมอ หรือคง แต่แตกต่างกันไป ในช่วงเวลาหลายประการ และจากที่หนึ่งไปยังอีก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มันได้ถูกตรวจสอบว่า คุณสมบัติบางอย่างของลมสุริยะขึ้นอยู่กับระบอบของความเร็ว การแตกต่างกันอย่างชัดเจนสำหรับลมอย่างรวดเร็ว และช้า ลมความเร็วสูง (u ≥ 650 km s-1) มีลักษณะอุณหภูมิสูง ความหนาแน่นต่ำ และ ฟลักซ์มวลต่ำ ลมความเร็วต่ำ (u ≤ 400 km s-1) เป็น denser เย็น และมีการไหลมวลขนาดใหญ่ ยังมีการสังเกตความแตกต่างอื่น ๆ ส่วนประกอบ เนื้อหาคลื่น Alfvén, anisotropies อุณหภูมิโปรตอนและอิเล็กตรอน ฯลฯ ระหว่างช้า และเร็วลมแสงอาทิตย์ ทั้งหมดเหล่านี้ความแตกต่าง กับความจริงที่ว่า เปลี่ยนคมระหว่างสองชนิดลมถูกมักจะตรวจสอบ โดยเฮลิออสในการภายในเฮลิโอสเฟียร์ ได้นำไปสู่ข้อเสนอที่ว่า ช้า และเร็วลมสุริยะมีแหล่งที่มาต่าง ๆ ที่ดวงอาทิตย์ (เช่น Schwenn, Mülhauser และ Rosenbauer 1981) ข้อตกลงทั่วไปว่า ลมความเร็วสูงมีต้นกำเนิดในหลุม coronal ซึ่งสูงเป็นเถร coronal โครงสร้างความหนาแน่นต่ำและอุณหภูมิมากกว่าสิ่งแวดล้อม โครงสร้างเปิดให้สสาร (เช่น Zirker 1977) เส้นสนามแม่เหล็ก ได้ ความพยายามที่ดีได้แบบลมความเร็วสูงมั่นคงจากหลุม เน้นบทบาทของคลื่น Alfvén ในความสำเร็จของความเร็วสูงและลักษณะอื่น ๆ ของลมอย่างรวดเร็ว (ดู เช่น ตรวจสอบ โดย Marsch ปี 1994) แบบจำลองดังกล่าวได้ถึงระดับสูงของความซับซ้อน รวมทั้งรักษา multispecies เช่นเดียวกับความร้อนแรงในโคต่ำเพื่อเร่งความเร็วอย่างรวดเร็วของลม ฯลฯ (McKenzie, Banaszkiewicze และ Axford 1995 Esser & Habbal 1996) อย่างไรก็ตาม จุดเริ่มต้นของลมความเร็วต่ำจะน้อยชัดเจน ได้เชื่อมโยงกับภูมิภาค coronal อยู่และพวกเขาส่วนใหญ่ปิดแม่เหล็กโครงสร้าง (Schwenn 1983), แต่ไม่รุ่นอย่างเป็นทางการสำหรับลมช้าจากภูมิภาคเหล่านี้มีอยู่

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

สังเกตดาวเคราะห์ของลมสุริยะในระนาบสุริยุปราคาได้แสดงให้เห็นว่า "คงที่" (nontransient) ลมสุริยะไม่สม่ำเสมอหรือคงที่ แต่จะแตกต่างกันในหลายประการเมื่อเวลาผ่านไปและจากสถานที่หนึ่งไปยังอีก โดยเฉพาะอย่างยิ่งจะได้รับการตั้งข้อสังเกตว่าคุณสมบัติบางส่วนของลมสุริยะขึ้นอยู่กับความเร็วของระบอบการปกครองเป็นอย่างชัดเจนที่แตกต่างกันสำหรับลมเร็วและช้า ลมความเร็วสูง (ยู≥ 650 กิโลเมตร s-1) ที่โดดเด่นด้วยอุณหภูมิสูงความหนาแน่นต่ำและการไหลของมวลต่ำในขณะที่ลมความเร็วต่ำ (มึง≤ 400 กิโลเมตร s-1) เป็นเย็นหนาแน่น และมีการไหลของมวลขนาดใหญ่ ความแตกต่างอื่น ๆ เช่นองค์ประกอบเนื้อหาคลื่นAlfvén, anisotropies ในโปรตอนอิเล็กตรอนและอุณหภูมิเป็นต้นนอกจากนี้ยังมีข้อสังเกตระหว่างลมแสงอาทิตย์ช้าและเร็ว ความแตกต่างเหล่านี้พร้อมกับความจริงที่ว่ามีการเปลี่ยนแปลงที่คมชัดระหว่างสองประเภทของลมพบว่าโดยปกติ Helios ใน heliosphere ภายในได้นำไปสู่​​ข้อเสนอที่ลมแสงอาทิตย์ช้าและเร็วมีแหล่งที่มาที่แตกต่างกันที่ดวงอาทิตย์ (เช่น Schwenn, Mülhauserและ Rosenbauer 1981) มีข้อตกลงทั่วไปว่าลมความเร็วสูงมาในรูเวียนซึ่งจะสูงแยกโครงสร้างเวียนของความหนาแน่นและอุณหภูมิที่ต่ำกว่าสภาพแวดล้อมของพวกเขาโครงสร้างที่เส้นสนามแม่เหล็กจะเปิดให้สื่ออวกาศ (เช่น Zirker 1977) ความพยายามที่ดีได้รับการทำแบบจำลองลมความเร็วสูงอย่างต่อเนื่องจากหลุมเน้นบทบาทของคลื่นAlfvénในความสำเร็จของความเร็วสูงและลักษณะอื่น ๆ ของลมอย่างรวดเร็ว (ดูตัวอย่างเช่นการตรวจสอบโดย Marsch 1994) รุ่นดังกล่าวมีรายได้ถึงระดับสูงของความซับซ้อนรวมทั้งการรักษาหลายชนิดเช่นเดียวกับความร้อนที่แข็งแกร่งในโคโรนาต่ำเพื่อให้เกิดการเร่งความเร็วของลม ฯลฯ (แมคเคนซี่, Banaszkiewicze และ Axford 1995; & Esser Habbal 1996) แต่ต้นกำเนิดของลมความเร็วต่ำไม่ชัดเจน จะได้รับการเชื่อมโยงกับภูมิภาคเวียนใช้งานมากขึ้นและโครงสร้างแม่เหล็กของพวกเขาส่วนใหญ่ปิด (Schwenn 1983) แต่ไม่มีรูปแบบที่เป็นทางการสำหรับลมช้าจากภูมิภาคเหล่านี้มีอยู่

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ระหว่างดาวเคราะห์ที่สังเกตของลมสุริยะในสุริยวิถีเครื่องบินได้แสดงให้เห็นว่า " มั่นคง " ( nontransient ) แสงอาทิตย์ ลมไม่สม่ำเสมอหรือคงที่ แต่แตกต่างกันไปหลายประการได้ตลอดเวลาและจากสถานที่หนึ่งไปยังอีก โดยเฉพาะอย่างยิ่งจะได้รับการตรวจสอบว่าคุณสมบัติบางอย่างของลมสุริยะขึ้นอยู่กับความเร็ว ระบบการปกครองแตกต่างกันชัดเจน ลมเร็วและช้าลมความเร็วสูง ( U ≥ 650 กม. ที่สุด ) เป็นลักษณะของอุณหภูมิสูง ความหนาแน่นต่ำ และฟลักซ์มวลน้อย ส่วนความเร็วลมต่ำลงไป ( U ≤ 400 km ที่สุด ) เย็น หนาแน่น และมีฟลักซ์มวลขนาดใหญ่ ความแตกต่างอื่น ๆเช่น องค์ประกอบ , alfv é n คลื่น anisotropies โปรตอนและอิเล็กตรอนในเนื้อหา อุณหภูมิ ฯลฯ ยังถูกพบระหว่างช้าและเร็วลมสุริยะ .ความแตกต่างเหล่านี้ด้วยกันกับข้อเท็จจริงที่ว่า การเปลี่ยนคมระหว่างสองประเภทของลมก็ปกติ สังเกตได้จาก Helios ในเฮลิโอสเฟียร์ชั้นใน ทำให้ข้อเสนอที่ช้าและเร็วลมสุริยะ มีแหล่งที่แตกต่างกันที่ดวงอาทิตย์ ( เช่น schwenn M ü lhauser & rosenbauer , 1981 ) มีข้อตกลงทั่วไปว่าลมความเร็วสูงมาในมีหลุมซึ่งมีการแยกโครงสร้างของความหนาแน่นต่ำและมีอุณหภูมิกว่าสภาพแวดล้อมของพวกเขา โครงสร้างที่เส้นสนามแม่เหล็กจะเปิดตัวกลางระหว่าง ( เช่น zirker 1977 ) มากได้รับการทำแบบจำลองลมความเร็วสูงมั่นคงจากหลุม โดยเน้นบทบาทของ alfv é n คลื่นในผลสัมฤทธิ์ของความเร็วสูงและลักษณะอื่น ๆของลมอย่างรวดเร็ว ( ดูตัวอย่าง การตรวจสอบโดยมาร์ช 1994 ) รุ่นดังกล่าวมีถึงระดับสูงของความซับซ้อน รวมทั้ง multispecies รักษาเช่นเดียวกับความร้อนแรงในโคโรนาต่ำเพื่อให้บรรลุการเร่งอย่างรวดเร็วของลม ฯลฯ ( McKenzie , banaszkiewicze &แอ็กสฟอร์ด , 1995 ; Esser & habbal 1996 ) อย่างไรก็ตาม ที่มาของความเร็วลมต่ำลงไปมีความชัดเจนน้อยลงมันมีความเกี่ยวข้องกับงานมากขึ้นและมีภูมิภาคส่วนใหญ่ปิดโครงสร้างแม่เหล็ก ( schwenn 1983 ) , แต่ไม่ เป็นทางการแบบลมช้าจากภูมิภาคเหล่านี้มีอยู่