镜像模式？镜像模式什么意思

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文|春风

图|春风

镜像模式（MMs）是基本的等离子体现象，在各种空间的等离子体环境中普遍存在。与其他等离子体不稳定性类似，MM对于理解等离子体的全局和局部动力学行为至关重要。因为它们是驱动等离子体走向边际稳定性的自然反馈机制。通过理论，MM首先被预测，直到观测证据很快到来。随之而来的是大量的MM观察结果在太阳风，行星磁鞘，行星际日冕物质抛射（ICMEs）和彗星周围等区域。此外，MM还在局部和全球数值模拟的背景下进行了研究。

虽然它们通常是从准磁流体动力学（MHD）的角度来处理的，但它们本质上还是动力学结构。它们在等离子体静止坐标系中具有零相速度，在磁场中显示为与密度反相关的尖锐峰值或下降，并且呈线性极化。当离子压力各向异性（Pi一个=P⊥i/P‖i>1）和等离子体β我足够高。垂直压力构建类似于磁性瓶的局部磁镜配置。粒子在所谓的瓶颈之间经历镜像运动，这导致航天器穿越时磁场和粒子密度之间的反相关性。推导出一个方便的阈值来描述镜像不稳定等离子体（T⊥i/T‖i>1+1/β⊥i）基于双麦克斯韦冷电子流体近似，因此在T⊥e～‖e?T‖i，该阈值基于长波长极限的动力学理论。

使用适用于空间波长远大于离子回半径（即L毫米?ρp），其中L毫米是一个MM结构和ρ的空间尺度p是质子陀螺半径。因此，MM通常被称为准MHD。MM阈值确定β=2μ0BT/B2和T⊥i/T‖i对于量化血浆对MM的稳定性是必要的。此外，对于T⊥i>T‖i条件，MM不稳定性与阿尔文离子回旋加速器（AIC）不稳定性竞争，后者在等离子体β的较低值下占主导地位。为了完整起见，还值得一提的是消防水带的不稳定性，当T‖i>T⊥i，这意味着它与MM和AIC的不稳定性是相互排斥的，本文的内容将明确关注MMs。

MM经常在行星磁鞘中观察到，因为激荡的太阳风等离子体提供了有利的条件（β我>1，T⊥i>T‖i）用于MM生长。来自集群、THEMIS和MMS等任务的现成高节奏测量已被用于表征和研究地球磁鞘中的MM。一般来说，地球磁鞘中的MM以连续的峰值或低谷序列的形式出现，平均时间周期约为13秒。

峰或低谷的发生被认为与等离子体的不稳定性程度有关。峰与MM不稳定血浆有关，而下降出现在边缘稳定性附近或以下。MM和AIC的不稳定性共同构成了β，对离子温度各向异性设置上限，在T之间产生明显的反相关⊥i/T‖i和β。无论如何，MM也可以被电子各向异性激发。地球磁鞘中电子MM（质子陀螺半径以下的尺度）的案例研究，对应于条件T⊥e/T‖e>1+1/β⊥e.在这种情况下，没有离子温度各向异性，但存在与电子压力反相关的明确的电子温度各向异性。这些结构表现为一列排的倾角。在磁鞘中也报告了动力学尺度磁倾角作为更孤立的结构。

在ICME的鞘内也观察到MMs，在领先的IP冲击之后的70AU处，大约1%的几率发生。尽管发生率很高，但明确关注ICME鞘内MM的研究并不常见。最近的统计研究估计了使用风力航天器在96AU处在1个ICME护套内测量的MM的发生和物理特性。MM显示的平均时间周期在11.6和13.7s之间，具体取决于它们是MM列车的一部分还是孤立的结构;一般时间宽度从大约6s到超过40s不等。因此，空间尺度应该在数千公里的量级，远远大于离子陀螺半径预期的数百公里。因此，长波长近似应该是有效的。波幅（1-14nT）也有很大的变化。根据所考虑事件的统计分布，这些结构的振幅约为3nT，96%的时间是倾角。虽然ICME护套内的MM可以表现为火车，但它们并不像在地球磁鞘中看到的那样紧密和连续。

几十年来，太阳风中称为磁洞的结构已被报道，类似于MM结构。这些通常与磁鞘中看到的MM列车状结构不同，因为它们特别孤立，并且在更大的时间和空间尺度上表现出来。它们的刻度大小从几秒钟到几分钟不等。在1AU处，每天的发生率在2.4到3.4个孔之间，对于那些在孔之前和之后没有场旋转的线性钻孔。线性磁孔和MM之间存在惊人的相似之处，例如压力平衡，线性极化以及发生在MM不稳定标准不稳定的区域的趋势。然而，也有研究表明，磁穴可能发生在镜面稳定的等离子体中，因此仍然存在悬而未决的问题。天生地，有人提出磁孔可能是局部区域MM不稳定的残余。然而，在太阳风中经常观察到磁洞跨越不同的日心距离。然而，在某些情况下，MM在太阳风中具体化，其性质与磁孔明显不同。

MM结构也以延长的形式出现在太阳风中，这与行星磁鞘区域报道的结构非常相似。它们保持低振幅（～1nT），表现为峰值或低谷。这些事件被指定为镜像模式风暴（MM风暴），但文献很少;据我们所知，只有少数研究已经发表至今。

使用STEREO测量，他们的大多数事件都是在流相互作用区域（SIRs）上观察到的，只有一个事件与环境太阳风有关。有趣的是，作者指出，在大多数MM风暴事件中，α粒子密度也增加了。然而，在高β地区我，等离子体变得MM不稳定所需的离子温度各向异性减小，SIR可以提供理想的条件。有趣的是，动力学分析表明，在类似的条件下也应该产生离子回旋波，但没有观察到。他们认为，不同的相速可能是缺乏同时观测的原因。一段时间以来，人们已经理解，特别是在行星磁鞘中，MM和离子回旋加速器的不稳定性取决于局部β。

目前的研究利用太阳轨道飞行器（SolO）的数据来研究日光层距离在0.5到1AU之间的MM风暴。这项研究的目标和动机是帮助填补这一空白，并阐明一些未解决的问题。这是通过使用新颖的SolO观测来研究诸如物理特性（例如振幅，频率，峰值/低谷和空间尺度），对局部等离子体条件的依赖性以及与太阳风结构的联系（例如SIR和冲击）以及它们在日心距离上的发生来实现的。该研究首先详细分析了几个案例研究，然后对事件进行了自动搜索。这产生了25个事件，用于调查发生率，对太阳风条件的依赖性以及在内日光层中的位置。

【统计结果】

1.对日心距离和太阳风条件的依赖性

该自动搜索中采用的标准旨在识别指示MM的线极化结构的延长间隔。在16.5个月的时间里，只检测到25个间隔。虽然希望进一步的事件来更准确地计算这些事件的发生率，但一个突出的结果是它们的存在并不频繁。

为了正确解释表中提供的值，必须将它们与太阳风的典型值放在上下文中。图（a）显示了MAG和MAG+PAS数据的可用性。因此，航天器被占用～1长于～0.5.这说明了为什么在这些事件的发生率中必须考虑到这一点。在面板（b、c、e和f）中绘制的是|R|。这里使用3D直方图来演示不同日光层距离的太阳风数据的可用性。红叉再次显示每个事件的值，误差线对应于±一个标准差。PAS品质因数的累积分布函数（CDF）位于面板（d）中。

根据图（b），正如预期的那样，太阳风速自然增加|R|，但总的来说，MM事件保持在|V|无论|R|。因此，根据这里采用的标准，在每个日心距离的慢速太阳风中确定了事件。然而，在某些|R|，特别是在0.7和0.85AU附近，在1AU处对应于较慢速度的箱密度更高。因此，不能完全排除可能存在一些统计影响。图（c）还表明，在冷离子温度下也发生了事件，并且根据图（e），高于典型的离子密度。这可能与快太阳风和慢太阳风的基本特征有关，即慢速太阳风通常更密集更冷。

然而，应该注意的是，这些事件在周围的太阳风中没有被识别出来。有一种趋势|B|减少|R|，但没有明确依赖图（f）中描述的事件的磁场强度。上面详细介绍的案例研究部分是根据PAS的低质量因子值（即高质量数据）选择的，但是，小组（d）表明，由于每个事件的太阳风速度低，一些事件受到高质量因素的影响，这是不可避免的。还应该注意的是，许多事件作为离子密度和磁场中的几种情况的异常值出现。这是意料之中的，因为这些MM风暴似乎没有出现在周围的太阳风中，而是出现在SIR和电流片等干扰间隔期间。

【结论】

这项研究的目的是揭示太阳风中连续的MM活动，以前称为MM风暴。主要动机是关于该主题的文献稀缺，太阳轨道飞行器任务非常适合填补这一主题。该研究利用了太阳轨道飞行器数据详细研究了几个事件，而后来提出了一些统计分析。从这项工作中，主要结论可以总结如下：

1.基于磁场数据的统计搜索仅检测到中慢太阳风速下的MM风暴。

2.由于β的突然增强，日光层电流片、行星际电流片和扩展磁场极小值似乎有效地为MM生长设置条件。

3.MM风暴在一系列空间尺度上表现出来，但在某些情况下接近局部离子陀螺半径，这挑战了长波长极限假设，需要考虑有限的电子温度、动力学尺度和非麦克斯韦分布函数。或者可能是MM是在其他地方生成的。另一种可能的可能性是α粒子群可能发挥了重要作用。然而，目前还没有现成的α粒子矩来正确评估它们的作用，这可以在未来的研究中解决。

参考文献：

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