水星と似たような軌道のベピコロンボとパーカーソーラープローブが接近したときにコロナ質量放出が来るとはラッキー。以下、機械翻訳。
水星の軌道におけるCMEのメソスケール構造について:ベピコロンボとパーカー太陽探査機の観測
要約
2022年2月15日、印象的なフィラメント噴火が太陽の東縁沖で観察されました。
3 つのリモートセンシング視点、つまり地球、STEREO-A、およびソーラーオービター。 ソーラーによって捕捉された、極紫外波長で最も遠くに観察されたフィラメントを表すことに加えてオービターの視野は 6 R⊙ 上まで広がります。このイベントは、高速 (〜2200 km·s^−1）ベピコロンボとパーカーに向けられたコロナ質量放出（CME）
太陽探査機。 これら 2 つのプローブは緯度で 2°経度で4° 分離されていました。
、半径で 0.03 au
CME による衝撃がその場に到達した頃の距離。 両者の相対的な近さ
相互に探査し、太陽に向けて（〜0.35天文単位）探査することで、CMEのメソスケール構造を研究できるようになります。
初めて水星の軌道に乗りました。 主なCME関連の類似点と相違点を分析します。
2 つの場所、すなわち惑星間衝撃、シース領域、および
磁気イジェクタ。 2 つの探査機間の距離は十分に範囲内にあるにもかかわらず、
リモートセンシングによる CME 幾何学的パラメータの決定に関連する典型的な不確実性
観察によると、2 つの現場測定では、全体的な 3D CME 構造の理解を特に困難にする重大な違いがいくつか示されています。最後に、調査結果について説明します
水星の遠方の宇宙天気という文脈の中で、また調査の必要性という観点から
間隔が狭い探査機群を経由する太陽過渡現象は、大幅に増加しています
近年注目を集めている。
キーワード: 太陽フィラメントの噴火 (1981)。 太陽コロナ質量放出 (310); 惑星間磁気フィールド (824); 惑星間衝撃 (829)
1. はじめに
コロナ質量放出（CME）が列挙できる
最も壮観でエネルギッシュなイベントの中で
太陽系では、巨大な雲で構成されています。
頻繁に発射されるプラズマと磁場
太陽から太陽圏まで。 彼らが旅行するとき（そして拡大）太陽コロナと惑星間を通って
宇宙では、CME はたわみを含む無数のプロセスを経験する可能性があります (例: Wang et al. 2004; Liewer et al. 2015年; C´ecere et al. 2020)、ローテーション (例: Yurchyshyn)他。 2007年; ヴォルリダスら。 2011年; トンプソンら。 2012)、
浸食（例、Dasso et al. 2007; Ruffenach et al. 2012; Pal他。 2021）、および変形（例、Savani et al. 2010;
バーナードら。 2017年; ブラガら。 2022) 例: 構造化された太陽風との相互作用 (例: Isavnin et al.
2013年; ハイネマンら。 2019年; デイビスら。 2021年; マウンダーら。 2022）または他のCME（例：Lugaz et al. 2012;
ルガス＆ファルギア 2014; テンマーら。 2014年; キルプアら。
2019a）。 1 au に達するまでに、CME は次のように測定します。
半径サイズは平均約 0.3 天文単位 (例、Jian et al. 2018)、磁気流体力学としての一貫性を失った可能性がある
構造（例、Owens et al. 2017）。 たくさんの
CMEが遠ざかるときにCMEに作用する可能性のある現象
太陽からの影響により、構造物に遭遇する可能性があります。
特に解釈が難しい現場、さらには
これらの進化の影響により、地理効果などの特性が伝播中に大幅に変化する可能性があります。
プロセス（例：Lavraud et al. 2014; Mriestl et al. 2015;劉ら。 2018年; スコリーニら。 2020年; ウィンスローら。 2021年;パルメリオら。 2022a)。
実際、大域的な 3D 構造の決定は、現場測定による CME、それぞれが巨大なプラズマ雲を通過する単一の 1D 軌道、
CME が多かれ少なかれ伝播している「より単純な」状況の場合でも、これは簡単な作業ではありません。
放射状かつ自己相似的に。 この文脈では、マルチポイント
測定は、CME 全体のさまざまな点での局所構造に追加の制約を与える可能性があります。
角度の範囲。 複数の宇宙船によるCMEの現場観測の威力は数十年前から知られている
(例、Burlaga et al. 1981)、近年はデータが入手可能になったため、マルチプローブ研究が行われてきました。
ますます注目を集めています。 ただし、ほとんどのマルチポイント
測定は、関係する探査機の任意の半径方向および角度方向の間隔にわたって達成されます（例: Davies）
他。 2022年; ムオストルら。 2022年; ロドリゲス・ガルシアら。
2022)、調査対象の構造的および組成的な違いを特定することが特に困難になります。
CME は放射状進化、縦方向 (局所) 変動、またはその両方に影響します。 さらに、CME が 1 au を超えて探査されるにつれて、困難は増すばかりです。
太陽圏の外側、主に可能性の高まりによる
最初に分離された構造の相互作用と合併の説明 (例: Rodriguez et al. 2008; Witasse et al. 2017;
パルメリオら。 2021）。 それにもかかわらず、CME 研究にとって特に興味深い探査機構成の「特別な」ケースがいくつかあります。
小さな縦方向の分離により、動径進化に焦点を当てた分析が可能になります (例: Good et al. 2019; Vrˇsnak
他。 2019年; サルマンら。 2020)、または小さな放射状の分離により、全体的な構造の調査が可能になります
ある時点の 1 つのスナップショットで (例: Kilpua et al. 2009; Farru gia et al. 2011; Lugaz et al. 2022)。
相対的な探査機の構成に関する追加の「特別な」ケースは、関与する探査機が小さな縦方向と半径方向の特徴を持っている場合に発生します。
同時に分離できるため、CME のメソスケール構造を調べる機会が得られます。
このような相対的な配置が偶然に達成されることはまれですが、いくつかの研究では、
プローブのペアを特徴とする有利な期間の数
地球の近くで偶然互いに近くを周回した
空間。 たとえば、Lugaz et al. (2018) とアラ・ラハティ他。 (2020) 磁気噴出物の変動を分析
探査機によって観測された絶対距離≲0.01 au の構造（21 事象の場合）とシース領域（29 事象の場合）の構造。 ルガスら。
(2018) CME 噴出物の場合、磁場の大きさは 0.25 ～ 0.35 au の縦方向磁気コヒーレンスの典型的なスケール長を持つことを発見しました (
1 au で 14 ～ 20°まで)、単一の磁気コンポーネントは 0.06 ～ 0.06 ～ のスケールにわたってコヒーレンスを維持します。
0.12 au (1 au で 3 ～ 7◦ に相当)。もう一方のハンド、Ala-Lahti et al。 (2020) は、次のことを発見しました。
CME 駆動のシース、コヒーレンスの最大スケールは磁気の東西成分によって達成される
フィールド、値は約 0.15 au (対応する)～9まで◦ 1 au)、磁場の大きさと
残りのコンポーネントの典型的なスケール長は、0.02 ～ 0.04 au (1 au で 1 ～ 2◦ に相当)。 他の
の磁気配置を調査した研究
太陽中心距離が約 1 au の比較的短い空間スケールにわたる CME には、Davies らの CME が含まれます。
(2021)、単一のイベントを分析したが報告しなかった
2 つの点で観察された構造の大きな違い
探査機は半径方向に〜0.02天文単位、〜1天文単位で離れています◦
縦方向に長い。
上記の研究から明らかなように、CME研究の文脈、中規模領域
パラメータ空間 - Lugaz らによって定義されました。 （2018年）役
放射状の分離によって特徴付けられる重要な領域
0.005 ～ 0.050 au および 1 ～ 12 の角度間隔 —
特に、これまでのすべての調査が地球の軌道で収集された測定によってのみ可能であったことを考慮すると、今日に至るまでほとんど未調査のままです。
本研究では、その場構造を詳細に解析します。
2022 年 2 月 15 日の CME の。 この噴火はすでに太陽物理学界の注目を集めている
それは観察された最も遠いフィラメントを表すためです
極紫外 (EUV) 波長で (Mierla et al.2022)、しかしこの出来事の科学的重要性は
卓越したリモートセンシング測定を超えています。 で
実際、この噴火に関連したCMEは、BepiColombo による situ (Bepi; Benkhoff et al. 2021) および
Parker Solar Probe (Parker; Fox et al. 2016)、互いに比較的近く、わずか 0.35 au しか離れていない
太陽からの影響です (図 1 を参照)。 したがって、2022 年 2 月には
15 CME は、水星の軌道にあるCMEのメソスケール構造。 の
ここで紹介する研究は、以下の詳細な分析で構成されています。
観察されたショック、シース領域、磁気噴出物
2 つの探査機で、現在の我々の能力を強化することを目指しています。
CMEの構造と進化の理解
惑星間空間を旅する比較的初期の段階で。
2. 2022年2月15日の概要
噴火
このセクションでは、
2022 年に関連するリモートセンシング観測
2月15日の噴火、EUVと白色光の両方で
(WL) 体制。 変数 1.0 0.5 0.0 0.5 1.0 の詳細な説明については、
図 1. 1 天文単位内の惑星と探査機の位置
2022 年 2 月 15 日の太陽 21:45 UT から、つまりおよそ
CMEの噴火時間。 の伝播方向
の噴火の 3D 復元から推定された CME
コロナは矢印で示されています。 水星の軌道、
金星と地球も表示されます。
利用可能なデータで特定できるさまざまな部分構造についての詳細な説明については、
複数の宇宙船の画像では、読者を Mierla に誘導します。
他。 （2022年）。
図 2. 利用可能な宇宙からの EUV (304 ˚A チャネル) で観測された、2022 年 2月15日の ~22:00 UT におけるフィラメントの噴出
視点。 (a) STEREO/SECCHI/EUVI-A データ。 (b) SolO/EUI/FSI データ。 (c) 地球のデータを表す GOES-16/SUVI データ
ビュー。 すべての画像で、周縁外放射は放射状フィルターで強調されています。
2.1. 極紫外線観測
はじめにで述べたように、大きなフィラメントは
2022年2月15日の噴火に関与した。 行事
EUV波長で3つの視点から観察した
(それらの位置については図 1 を参照)、つまり太陽
この先の地上関係観測所 (STEREO-A;カイザーら。 2008) およびソーラーオービター (SolO; Müller et al.2020) 探査機だけでなく地球近傍でも、この研究では、
静止運用環境衛星 16 (GOES-16) 探査機からの画像を使用します。 概要
これら 3 つの場所からの噴出フィラメントのリモートセンシング EUV 観測の結果を図 2 に示します。これは、太陽地球接続冠状および太陽圏調査の一部である極端紫外線イメージャー (EUVI) 望遠鏡からのデータを示しています。 (せっち;ハワードら。 2008) STEREO-A に搭載されたスイート、フル
搭載された極端紫外線イメージャー (EUI; Rochus et al. 2020) スイートの一部である Sun Imager (FSI) 望遠鏡
SolO、および太陽紫外線イメージャー (SUVI; Darnel)他。 2022) GOES-16 に搭載された望遠鏡。 これらから
観測によれば、2022 年 2 月 15 日の噴火は、程度は異なるものの、3 つのすべての観点から見て、東縁の背後の出来事として現れたことが明らかです。 もし私達
3D のさまざまなフィラメントと CME フィーチャが及ぶ空間範囲の平均を三角形化して考慮します。
ミエルラらによる。 （2022年）、つまりストーニーハースト座標のE138N35、その後イベントは東部の後方で発生しました
周縁を〜15°まで STEREO-Aの場合、〜30° SolOの場合、および〜50°地球のために。
噴出フィラメントの出現が初めて観察された
2022 年 2 月 15 日 21:50 UT 頃、3 つのビュー ポイントすべてから北東の縁の後ろから撮影。
構造は 304 °A で最もよく見えました (つまり、チャネル
図2に示されていますが、その外観は顕著でした
3 つのイメージャすべてから 171 °A で測定できることに加えて、
他のいくつかの EUV 波長でも観測されています (状況に応じて各機器の入手可能性により異なります）。 初期の頃
噴火の段階では、フィラメントは「泡」のような前縁で囲まれているように見えました (図 2 を参照)
Mierla et al.の5。 2022)、結果として得られる構造は次のようになります。
通常、古典的な 3 部構成の CME を思い出させます。
コロナグラフ データで観察される (例: Illing & Hundhausen1985年。 ヴォルリダスら。 2013）。 その進化を通じて
3 つの異なる望遠鏡の視野全体にわたって
(SolO/EUI/FSI フィールドは最大で拡張されていることに注意してください)
このイベントの時点では >6 R⊙。Mierla et al. を参照。 2022年）、
フィラメントは北東方向に伝播し、太陽赤道面から離れています。 これは次のことを示唆しています
このCMEをその場で検出する黄道付近の探査機
むしろ側面衝突を経験する可能性が高い
劇的な赤道が存在しないと仮定した場合、中央のもの
偏向は外側のコロナおよび/または
惑星間空間（より強いCMEはより強い傾向があるため）
コロナ磁場の構成や惑星間磁場の影響をあまり受けません。 例えば、Gui et al。 2011年; ケイ他。 2015）。
2.2. 白色光観察
2022年2月15日の噴火はWLで観測されました
STEREO-A宇宙船と地球の2つの視点からの画像。SolOにはコロナグラフが装備されていますが、当時は機器は動作していませんでした。
このイベントの。 STEREO-Aから見ると頂点
CME は 21:55 UT 頃に初めて COR1 に出現しました。
COR2 の視野と 22:10 UT 頃、
どちらのカメラも SECCHI スイートの一部です。 から
地球から見ると、CMEは大宇宙によって観測されました。
角度分光コロナグラフ (LASCO; Brueckner)
他。 1995) 太陽太陽圏観測所 (SOHO; Domingo et al. 1995) に搭載され、周囲に出現
C2視野では22:10 UT、22:30 UT頃
C3のもので。 リモートセンシングWLの概要
これらからの太陽コロナ内のCMEの観測
2 つの場所を図 3 に示します。
コロナグラフのデータから、2022 年には
2 月 15 日 CME は明確な衝撃の痕跡を示し、通常は周囲を取り囲むより弱い発光として現れました。
より明るい磁気噴出物（例、Vourlidas et al. 2003;コウロウムヴァコスら。 2022年）。 さらに、CMEは、
利用可能な両方から北東に向かって伝播します
EUV観測と一致した見解
セクション 2.1 で説明されています。 CME の幾何学パラメータと運動学パラメータのより定量的な推定値を取得するために、段階的円筒シェル (GCS;
Thernisien 2011) モデルを WL データに変換。 GCSモデル
ほぼ同時に投影できるパラメータ化されたシェル (6 つの変数で記述される) で構成されます。
さまざまな視点からのコロナグラフ画像と
次に、データに見られる CME 構造に最もよく一致するように手動で調整します。 と関わっているにも関わらず、
フィッティング実行時のユーザーの主観による不確実性 (例: Verbeke et al. 2023)、GCS モデル
CME および宇宙天気の研究で広く使用されています (以下を参照)
例：Nieves-Chinchilla et al. 2022年; パルメリオら。 2022b;
ロドリゲス・ガルシアら。 2022 年、一部の最近のアプリケーションの場合）。 2022 年に適用された GCS フィッティングの例
2 月 15 日の CME を図 3 の右側のパネルに示します。私たちの結果によると、CME の頂点は緯度 33°、経度 -130°で伝播します。
(両方の値はストーニーハースト座標で与えられます)、CME軸は太陽に対して-60°の傾きを持っています
赤道 (反時計回りの回転を正として定義)
太陽西方向から)、CME 半角
長軸に沿った幅は〜45°です、太陽コロナ内の CME ra ダイヤル速度は約 2200 km·s^−1 です。
。 これら
値は、で報告されている値とよく一致しています。
ミエルラら。 (2022)、伝播方向を 34 と推定しました。
緯度と-132°で
経度で言えば、速度も約2200km/s^−1。 から明らかです
図 3 に示す GCS フィッティングと、その結果として得られたパラメーターから、2022 年 2 月 15 日の CME は高緯度と高傾斜によって特徴づけられました。 これは、黄道付近の探査機が衝突したことを示しています。
その場での噴出物はおそらくその南側を横切るだろう。
EUV観測を考慮する際にはすでに推測されています
(セクション 2.1 を参照)。
太陽コロナを去った後、2022年2月15日
CME は、WL 太陽圏画像で観察されました。
Wide-Field Imager for Solar Probe Plus (WISPR; Vourl idas et al. 2016) Parker に搭載されたカメラスイート。 のみ
完全な構造物の南側部分が捕獲された
WISPR望遠鏡の視野では、さらに
CMEは顕著な北向き成分とともに惑星間空間で伝播し続け、赤道方向への偏向は予想されないことを証明した
起こったこと。 これらの観察結果が提示されます
付録 A で簡単に説明します。
図 3. 2022 年 2 月 15 日の CME 〜23:00 UT
WL（コロナグラフ）画像で観察された、
利用可能な視点。 (a) STEREO/SECCHI/COR2-A データ、
(b) には GCS ワイヤフレームがオーバーレイされて示されています。 (c)
SOHO/LASCO/C3 データ。GCS とともに (d) にも示されています。
ワイヤーフレームがオーバーレイされました。
図 4. 2022 年 2 月 15 ～ 18 日の期間の (a) ベピおよび (b) パーカーにおける磁場測定値 (1 分間のケイデンス)。 それぞれ
プロットは、上から下に、磁場の大きさ、半径方向、接線方向、法線方向の磁場のデカルト成分を示します。
(RTN) 座標、磁場の緯度角度、磁場の経度角度、二乗平均平方根誤差
磁場の変化 (各成分の 15 分間にわたる移動平均を使用し、重ね合わされたオレンジ色の曲線は 30 分間の値を表示します)
同じデータの移動平均）。 両方の探査機のパネルの上部に表示されている (r、θ、ϕ) の値は 2022 年を表しています。
2 月 16 日、07:00 UT、角度はストーニーハースト座標で報告されます。 灰色の縦線は到着を示します。
どちらの宇宙船でも CME による衝撃が発生し、灰色の部分は CME 噴出物を強調表示しています。 パーカーでは、完全な排出物
(磁気障害物) には両方の灰色の領域が含まれており、その中の磁束ロープ (磁気雲) 構造は次のように表されます。
明るい灰色の領域。 パーカーにおける境界の特定に関する追加の詳細は、セクション 3.2 で提供されます。
図 5. 2022 年 2 月 15 日から 18 日までのパーカーの現場データの概要。 プロットは上から下に次のようになります: (a)
磁場の大きさ、(b) RTN 座標における磁場のデカルト成分、(c) 緯度および(d) 経度
磁場の角度、(e) 太陽風のバルク速度、陽子の (f) 密度と (g) 温度、(h) プラズマのベータ、(i) ヘリウムと陽子の比、(j) のピッチ角スペクトログラム 超熱の 293 eV 電子。 灰色の縦線は到着を示します。
CME による衝撃、影付きの灰色の領域は磁気障害物 (明るい灰色と濃い灰色) と磁気雲を強調表示します。
（ライトグレー）その中にあります。 ハッチングされた領域は、CME の直後の HPS 通路を示しています。
図 6. Bepi と Parker の両方で異なる方法で計算された衝撃法線の概要（2 つの異なるデータから表示）
3D での方向性についてのより良い洞察を提供するための視点。 MCP および MVA メソッドで計算された法線
両方の宇宙船について表示されますが、MD3 技術を使用して導出された法線はパーカーについてのみ表示されます。
導出には血漿データが必要です。 太陽の位置は黄色の球で表され、黒い矢印は太陽の位置を示します。
図 3 に示す GCS フィッティングから導出された CME ノーズの軌道。
6. 要約と結論
この研究では、最初に詳細に分析しました。
2 つの異なる探査機によって水星の軌道で検出された CME のメソスケール構造を時間測定します。
ベピとパーカー、〜0.03天文単位離れていた
半径方向の距離、緯度、〜2◦および 経度〜4◦ (0.0416 au の 3D 分離に相当)
または 〜8.95 R⊙)。 私たちは特徴付けに重点を置いており、
惑星間衝撃、シースの特性の比較
領域と、その 2 つによって測定された磁気噴出物
宇宙船。 全体として、いくつかの類似点が見つかりました。
しかし、2つのセットの間にはいくつかの大きな違いもあります
構造全体の側面から生じたものではあるが、特徴づけられる現場データの
相対的な非放射状角度間隔 (〜5◦） あれは
リモートセンシング データに基づく CME の 3D 再構成に関連する一般的な誤差よりも小さい
たとえば、Verbeke et al。 (2023) 最小不確かさは 6 であることが判明しました。
緯度と11°で
を使用して経度で
GCS モデル、および Kay & Palmerio (2023) は、典型的な差は 緯度4°と経度で8°で
同じものの 2 つの独立した再構築の間
イベント。
最終的に、この研究の結果は次の点に共鳴します。
Lugaz によって概説された結論と推奨事項
他。 (2018)、つまり、パラメータ空間の中スケール範囲は、文脈の中でまだほとんど調査されていないままです。
その結果、0.005 ～ 0.050 au の半径方向の間隔と縦方向の間隔に関する知識のギャップが生じます。
1 〜 12 の(つまり、断面の予想サイズ1 au での CME イジェクタ）。 さらにその作業は報告されました
ここに、Lugaz らの結果が示されています。 （2018年）と
Ala-Lahti et al. (2020) より短い地心点でも適用
一般に量が少ないにもかかわらず、1 au よりも長い距離
起こると予想される相互作用や変形などの進化のプロセス。 のために-
調整的に、メソスケールを調査することの重要性
太陽風の勢いは最近さらに強まっています
(例: Viall et al. 2021)、新しいミッションは
変動とばらつきを調査することが提案されている
太陽過渡現象の影響 (例: Allen et al. 2022; Lugaz他。 2023年; ニキリら。 2023年）。 潜在的な利点
を探索するために設計された探査機群の
メソスケール領域は、基礎物理学の知識を向上させるだけでなく、非常に貴重なものとなるでしょう。
CME だけでなく、次のような他の過渡現象も対象となります。
ストリーム相互作用領域と太陽エネルギー粒子。
この研究結果は次のような分野にも影響を及ぼします。
宇宙天気の研究と運用。 初めに、
私たちは、現状を改善することの重要性を指摘します。
リモートセンシングによる軌道観測が可能
現場測定によるCMEのサイズ決定
短い空間にわたって顕著な変動を示す可能性がある
秤。 これは数を増やすことで達成できます
宇宙での運用望遠鏡の使用、および/または観測による
太陽とその環境を新たな視点から捉える
黄道面の外側からのように（例えば、Gibson et al.
2018年; デフォレストら。 2023年; ハワードら。 2023年; パルメ・リオら。 2023b)。 モデリングと予測から
という観点から、考慮することの重要性を強調します。
予測を生成するときに、仮想宇宙船の「群れ」(地球またはターゲットの周囲) を使用して予測を生成します。
合成プローブの分離はわずか 5 度でも可能
シミュレーションされている物理プロセスの不確実な関係を適切に考慮するために、非半径方向の距離で
同様に、観測からの CME 入力パラメータの決定にも使用されます (例: Scolini et al. 2019; Asvestari他。 2021年; マハラナら。 2023年; パルメリオら。 2023a)。
さらに、この研究は、予測をより深く理解し、改善する必要性を示しました。
CME主導のシース領域の改善—これは、執筆時点では初期段階です（例、Kay et al. 2020）。
この研究と宇宙天気研究との関連性
地球での予測を改善することに限定されませんが、
惑星科学への応用も可能です。 行事
ここで研究されたのは、その場で2機の探査機と遭遇した
水星の軌道上にあるため、太陽中心距離が大幅に離れた場所での特性を分析できるようになります。
太陽に1auよりも近い。 水星の軌道内での CME の構造と進化を理解する
実際、これはベピの成功にとって非常に重要です。
太陽の噴火として計画されている水星軌道への投入
過渡現象は、ミッションが焦点を当てる惑星のダイナミクスの多くの源です (例: Milillo et al.2020年）。 ヘルメアン磁気圏との太陽風の相互作用を含め、水星の宇宙天気に関する我々の知識は現時点ではかなり限られているが、
数回のフライバイ中に収集されたデータ（例えば、マリナー10号から）とメッセンジャーからの軌道測定（例えば、Killen et al. 2004;
ウィンスローら。 2017）。
パーカーによる今後の観察では、水星または太陽風の影響を受ける CME の SolO と Bepi (巡航段階)、および水星の Bepi からの観測
軌道投入後は、最初の惑星における宇宙気象現象への理解が大幅に向上するでしょう。
太陽から。
最後に、この分析は、2 つのプローブ、Bepi と Bepi の適切な相対構成により可能になりました。
パーカーは、CME が目覚ましい成長を遂げていた時代に、
偶然彼らの方向に発射されました。 それでも
このようなイベントは当然のことながらまれです。
これらの「特別な種類の」複数の探査機との遭遇のうち、
つまり、半径方向と角度の間隔が小さいことを特徴とし、次のような場合に適用できる具体的な戦略です。
少なくとも、太陽風と太陽風を特徴付けるのに役立つ 1 つ以上の専用ミッションが行われるのを待っている間は、
関連するすべての空間スケールにわたるその過渡状態。
水星の軌道におけるCMEのメソスケール構造について:ベピコロンボとパーカー太陽探査機の観測
要約
2022年2月15日、印象的なフィラメント噴火が太陽の東縁沖で観察されました。
3 つのリモートセンシング視点、つまり地球、STEREO-A、およびソーラーオービター。 ソーラーによって捕捉された、極紫外波長で最も遠くに観察されたフィラメントを表すことに加えてオービターの視野は 6 R⊙ 上まで広がります。このイベントは、高速 (〜2200 km·s^−1）ベピコロンボとパーカーに向けられたコロナ質量放出（CME）
太陽探査機。 これら 2 つのプローブは緯度で 2°経度で4° 分離されていました。
、半径で 0.03 au
CME による衝撃がその場に到達した頃の距離。 両者の相対的な近さ
相互に探査し、太陽に向けて（〜0.35天文単位）探査することで、CMEのメソスケール構造を研究できるようになります。
初めて水星の軌道に乗りました。 主なCME関連の類似点と相違点を分析します。
2 つの場所、すなわち惑星間衝撃、シース領域、および
磁気イジェクタ。 2 つの探査機間の距離は十分に範囲内にあるにもかかわらず、
リモートセンシングによる CME 幾何学的パラメータの決定に関連する典型的な不確実性
観察によると、2 つの現場測定では、全体的な 3D CME 構造の理解を特に困難にする重大な違いがいくつか示されています。最後に、調査結果について説明します
水星の遠方の宇宙天気という文脈の中で、また調査の必要性という観点から
間隔が狭い探査機群を経由する太陽過渡現象は、大幅に増加しています
近年注目を集めている。
キーワード: 太陽フィラメントの噴火 (1981)。 太陽コロナ質量放出 (310); 惑星間磁気フィールド (824); 惑星間衝撃 (829)
1. はじめに
コロナ質量放出（CME）が列挙できる
最も壮観でエネルギッシュなイベントの中で
太陽系では、巨大な雲で構成されています。
頻繁に発射されるプラズマと磁場
太陽から太陽圏まで。 彼らが旅行するとき（そして拡大）太陽コロナと惑星間を通って
宇宙では、CME はたわみを含む無数のプロセスを経験する可能性があります (例: Wang et al. 2004; Liewer et al. 2015年; C´ecere et al. 2020)、ローテーション (例: Yurchyshyn)他。 2007年; ヴォルリダスら。 2011年; トンプソンら。 2012)、
浸食（例、Dasso et al. 2007; Ruffenach et al. 2012; Pal他。 2021）、および変形（例、Savani et al. 2010;
バーナードら。 2017年; ブラガら。 2022) 例: 構造化された太陽風との相互作用 (例: Isavnin et al.
2013年; ハイネマンら。 2019年; デイビスら。 2021年; マウンダーら。 2022）または他のCME（例：Lugaz et al. 2012;
ルガス＆ファルギア 2014; テンマーら。 2014年; キルプアら。
2019a）。 1 au に達するまでに、CME は次のように測定します。
半径サイズは平均約 0.3 天文単位 (例、Jian et al. 2018)、磁気流体力学としての一貫性を失った可能性がある
構造（例、Owens et al. 2017）。 たくさんの
CMEが遠ざかるときにCMEに作用する可能性のある現象
太陽からの影響により、構造物に遭遇する可能性があります。
特に解釈が難しい現場、さらには
これらの進化の影響により、地理効果などの特性が伝播中に大幅に変化する可能性があります。
プロセス（例：Lavraud et al. 2014; Mriestl et al. 2015;劉ら。 2018年; スコリーニら。 2020年; ウィンスローら。 2021年;パルメリオら。 2022a)。
実際、大域的な 3D 構造の決定は、現場測定による CME、それぞれが巨大なプラズマ雲を通過する単一の 1D 軌道、
CME が多かれ少なかれ伝播している「より単純な」状況の場合でも、これは簡単な作業ではありません。
放射状かつ自己相似的に。 この文脈では、マルチポイント
測定は、CME 全体のさまざまな点での局所構造に追加の制約を与える可能性があります。
角度の範囲。 複数の宇宙船によるCMEの現場観測の威力は数十年前から知られている
(例、Burlaga et al. 1981)、近年はデータが入手可能になったため、マルチプローブ研究が行われてきました。
ますます注目を集めています。 ただし、ほとんどのマルチポイント
測定は、関係する探査機の任意の半径方向および角度方向の間隔にわたって達成されます（例: Davies）
他。 2022年; ムオストルら。 2022年; ロドリゲス・ガルシアら。
2022)、調査対象の構造的および組成的な違いを特定することが特に困難になります。
CME は放射状進化、縦方向 (局所) 変動、またはその両方に影響します。 さらに、CME が 1 au を超えて探査されるにつれて、困難は増すばかりです。
太陽圏の外側、主に可能性の高まりによる
最初に分離された構造の相互作用と合併の説明 (例: Rodriguez et al. 2008; Witasse et al. 2017;
パルメリオら。 2021）。 それにもかかわらず、CME 研究にとって特に興味深い探査機構成の「特別な」ケースがいくつかあります。
小さな縦方向の分離により、動径進化に焦点を当てた分析が可能になります (例: Good et al. 2019; Vrˇsnak
他。 2019年; サルマンら。 2020)、または小さな放射状の分離により、全体的な構造の調査が可能になります
ある時点の 1 つのスナップショットで (例: Kilpua et al. 2009; Farru gia et al. 2011; Lugaz et al. 2022)。
相対的な探査機の構成に関する追加の「特別な」ケースは、関与する探査機が小さな縦方向と半径方向の特徴を持っている場合に発生します。
同時に分離できるため、CME のメソスケール構造を調べる機会が得られます。
このような相対的な配置が偶然に達成されることはまれですが、いくつかの研究では、
プローブのペアを特徴とする有利な期間の数
地球の近くで偶然互いに近くを周回した
空間。 たとえば、Lugaz et al. (2018) とアラ・ラハティ他。 (2020) 磁気噴出物の変動を分析
探査機によって観測された絶対距離≲0.01 au の構造（21 事象の場合）とシース領域（29 事象の場合）の構造。 ルガスら。
(2018) CME 噴出物の場合、磁場の大きさは 0.25 ～ 0.35 au の縦方向磁気コヒーレンスの典型的なスケール長を持つことを発見しました (
1 au で 14 ～ 20°まで)、単一の磁気コンポーネントは 0.06 ～ 0.06 ～ のスケールにわたってコヒーレンスを維持します。
0.12 au (1 au で 3 ～ 7◦ に相当)。もう一方のハンド、Ala-Lahti et al。 (2020) は、次のことを発見しました。
CME 駆動のシース、コヒーレンスの最大スケールは磁気の東西成分によって達成される
フィールド、値は約 0.15 au (対応する)～9まで◦ 1 au)、磁場の大きさと
残りのコンポーネントの典型的なスケール長は、0.02 ～ 0.04 au (1 au で 1 ～ 2◦ に相当)。 他の
の磁気配置を調査した研究
太陽中心距離が約 1 au の比較的短い空間スケールにわたる CME には、Davies らの CME が含まれます。
(2021)、単一のイベントを分析したが報告しなかった
2 つの点で観察された構造の大きな違い
探査機は半径方向に〜0.02天文単位、〜1天文単位で離れています◦
縦方向に長い。
上記の研究から明らかなように、CME研究の文脈、中規模領域
パラメータ空間 - Lugaz らによって定義されました。 （2018年）役
放射状の分離によって特徴付けられる重要な領域
0.005 ～ 0.050 au および 1 ～ 12 の角度間隔 —
特に、これまでのすべての調査が地球の軌道で収集された測定によってのみ可能であったことを考慮すると、今日に至るまでほとんど未調査のままです。
本研究では、その場構造を詳細に解析します。
2022 年 2 月 15 日の CME の。 この噴火はすでに太陽物理学界の注目を集めている
それは観察された最も遠いフィラメントを表すためです
極紫外 (EUV) 波長で (Mierla et al.2022)、しかしこの出来事の科学的重要性は
卓越したリモートセンシング測定を超えています。 で
実際、この噴火に関連したCMEは、BepiColombo による situ (Bepi; Benkhoff et al. 2021) および
Parker Solar Probe (Parker; Fox et al. 2016)、互いに比較的近く、わずか 0.35 au しか離れていない
太陽からの影響です (図 1 を参照)。 したがって、2022 年 2 月には
15 CME は、水星の軌道にあるCMEのメソスケール構造。 の
ここで紹介する研究は、以下の詳細な分析で構成されています。
観察されたショック、シース領域、磁気噴出物
2 つの探査機で、現在の我々の能力を強化することを目指しています。
CMEの構造と進化の理解
惑星間空間を旅する比較的初期の段階で。
2. 2022年2月15日の概要
噴火
このセクションでは、
2022 年に関連するリモートセンシング観測
2月15日の噴火、EUVと白色光の両方で
(WL) 体制。 変数 1.0 0.5 0.0 0.5 1.0 の詳細な説明については、
図 1. 1 天文単位内の惑星と探査機の位置
2022 年 2 月 15 日の太陽 21:45 UT から、つまりおよそ
CMEの噴火時間。 の伝播方向
の噴火の 3D 復元から推定された CME
コロナは矢印で示されています。 水星の軌道、
金星と地球も表示されます。
利用可能なデータで特定できるさまざまな部分構造についての詳細な説明については、
複数の宇宙船の画像では、読者を Mierla に誘導します。
他。 （2022年）。
図 2. 利用可能な宇宙からの EUV (304 ˚A チャネル) で観測された、2022 年 2月15日の ~22:00 UT におけるフィラメントの噴出
視点。 (a) STEREO/SECCHI/EUVI-A データ。 (b) SolO/EUI/FSI データ。 (c) 地球のデータを表す GOES-16/SUVI データ
ビュー。 すべての画像で、周縁外放射は放射状フィルターで強調されています。
2.1. 極紫外線観測
はじめにで述べたように、大きなフィラメントは
2022年2月15日の噴火に関与した。 行事
EUV波長で3つの視点から観察した
(それらの位置については図 1 を参照)、つまり太陽
この先の地上関係観測所 (STEREO-A;カイザーら。 2008) およびソーラーオービター (SolO; Müller et al.2020) 探査機だけでなく地球近傍でも、この研究では、
静止運用環境衛星 16 (GOES-16) 探査機からの画像を使用します。 概要
これら 3 つの場所からの噴出フィラメントのリモートセンシング EUV 観測の結果を図 2 に示します。これは、太陽地球接続冠状および太陽圏調査の一部である極端紫外線イメージャー (EUVI) 望遠鏡からのデータを示しています。 (せっち;ハワードら。 2008) STEREO-A に搭載されたスイート、フル
搭載された極端紫外線イメージャー (EUI; Rochus et al. 2020) スイートの一部である Sun Imager (FSI) 望遠鏡
SolO、および太陽紫外線イメージャー (SUVI; Darnel)他。 2022) GOES-16 に搭載された望遠鏡。 これらから
観測によれば、2022 年 2 月 15 日の噴火は、程度は異なるものの、3 つのすべての観点から見て、東縁の背後の出来事として現れたことが明らかです。 もし私達
3D のさまざまなフィラメントと CME フィーチャが及ぶ空間範囲の平均を三角形化して考慮します。
ミエルラらによる。 （2022年）、つまりストーニーハースト座標のE138N35、その後イベントは東部の後方で発生しました
周縁を〜15°まで STEREO-Aの場合、〜30° SolOの場合、および〜50°地球のために。
噴出フィラメントの出現が初めて観察された
2022 年 2 月 15 日 21:50 UT 頃、3 つのビュー ポイントすべてから北東の縁の後ろから撮影。
構造は 304 °A で最もよく見えました (つまり、チャネル
図2に示されていますが、その外観は顕著でした
3 つのイメージャすべてから 171 °A で測定できることに加えて、
他のいくつかの EUV 波長でも観測されています (状況に応じて各機器の入手可能性により異なります）。 初期の頃
噴火の段階では、フィラメントは「泡」のような前縁で囲まれているように見えました (図 2 を参照)
Mierla et al.の5。 2022)、結果として得られる構造は次のようになります。
通常、古典的な 3 部構成の CME を思い出させます。
コロナグラフ データで観察される (例: Illing & Hundhausen1985年。 ヴォルリダスら。 2013）。 その進化を通じて
3 つの異なる望遠鏡の視野全体にわたって
(SolO/EUI/FSI フィールドは最大で拡張されていることに注意してください)
このイベントの時点では >6 R⊙。Mierla et al. を参照。 2022年）、
フィラメントは北東方向に伝播し、太陽赤道面から離れています。 これは次のことを示唆しています
このCMEをその場で検出する黄道付近の探査機
むしろ側面衝突を経験する可能性が高い
劇的な赤道が存在しないと仮定した場合、中央のもの
偏向は外側のコロナおよび/または
惑星間空間（より強いCMEはより強い傾向があるため）
コロナ磁場の構成や惑星間磁場の影響をあまり受けません。 例えば、Gui et al。 2011年; ケイ他。 2015）。
2.2. 白色光観察
2022年2月15日の噴火はWLで観測されました
STEREO-A宇宙船と地球の2つの視点からの画像。SolOにはコロナグラフが装備されていますが、当時は機器は動作していませんでした。
このイベントの。 STEREO-Aから見ると頂点
CME は 21:55 UT 頃に初めて COR1 に出現しました。
COR2 の視野と 22:10 UT 頃、
どちらのカメラも SECCHI スイートの一部です。 から
地球から見ると、CMEは大宇宙によって観測されました。
角度分光コロナグラフ (LASCO; Brueckner)
他。 1995) 太陽太陽圏観測所 (SOHO; Domingo et al. 1995) に搭載され、周囲に出現
C2視野では22:10 UT、22:30 UT頃
C3のもので。 リモートセンシングWLの概要
これらからの太陽コロナ内のCMEの観測
2 つの場所を図 3 に示します。
コロナグラフのデータから、2022 年には
2 月 15 日 CME は明確な衝撃の痕跡を示し、通常は周囲を取り囲むより弱い発光として現れました。
より明るい磁気噴出物（例、Vourlidas et al. 2003;コウロウムヴァコスら。 2022年）。 さらに、CMEは、
利用可能な両方から北東に向かって伝播します
EUV観測と一致した見解
セクション 2.1 で説明されています。 CME の幾何学パラメータと運動学パラメータのより定量的な推定値を取得するために、段階的円筒シェル (GCS;
Thernisien 2011) モデルを WL データに変換。 GCSモデル
ほぼ同時に投影できるパラメータ化されたシェル (6 つの変数で記述される) で構成されます。
さまざまな視点からのコロナグラフ画像と
次に、データに見られる CME 構造に最もよく一致するように手動で調整します。 と関わっているにも関わらず、
フィッティング実行時のユーザーの主観による不確実性 (例: Verbeke et al. 2023)、GCS モデル
CME および宇宙天気の研究で広く使用されています (以下を参照)
例：Nieves-Chinchilla et al. 2022年; パルメリオら。 2022b;
ロドリゲス・ガルシアら。 2022 年、一部の最近のアプリケーションの場合）。 2022 年に適用された GCS フィッティングの例
2 月 15 日の CME を図 3 の右側のパネルに示します。私たちの結果によると、CME の頂点は緯度 33°、経度 -130°で伝播します。
(両方の値はストーニーハースト座標で与えられます)、CME軸は太陽に対して-60°の傾きを持っています
赤道 (反時計回りの回転を正として定義)
太陽西方向から)、CME 半角
長軸に沿った幅は〜45°です、太陽コロナ内の CME ra ダイヤル速度は約 2200 km·s^−1 です。
。 これら
値は、で報告されている値とよく一致しています。
ミエルラら。 (2022)、伝播方向を 34 と推定しました。
緯度と-132°で
経度で言えば、速度も約2200km/s^−1。 から明らかです
図 3 に示す GCS フィッティングと、その結果として得られたパラメーターから、2022 年 2 月 15 日の CME は高緯度と高傾斜によって特徴づけられました。 これは、黄道付近の探査機が衝突したことを示しています。
その場での噴出物はおそらくその南側を横切るだろう。
EUV観測を考慮する際にはすでに推測されています
(セクション 2.1 を参照)。
太陽コロナを去った後、2022年2月15日
CME は、WL 太陽圏画像で観察されました。
Wide-Field Imager for Solar Probe Plus (WISPR; Vourl idas et al. 2016) Parker に搭載されたカメラスイート。 のみ
完全な構造物の南側部分が捕獲された
WISPR望遠鏡の視野では、さらに
CMEは顕著な北向き成分とともに惑星間空間で伝播し続け、赤道方向への偏向は予想されないことを証明した
起こったこと。 これらの観察結果が提示されます
付録 A で簡単に説明します。
図 3. 2022 年 2 月 15 日の CME 〜23:00 UT
WL（コロナグラフ）画像で観察された、
利用可能な視点。 (a) STEREO/SECCHI/COR2-A データ、
(b) には GCS ワイヤフレームがオーバーレイされて示されています。 (c)
SOHO/LASCO/C3 データ。GCS とともに (d) にも示されています。
ワイヤーフレームがオーバーレイされました。
図 4. 2022 年 2 月 15 ～ 18 日の期間の (a) ベピおよび (b) パーカーにおける磁場測定値 (1 分間のケイデンス)。 それぞれ
プロットは、上から下に、磁場の大きさ、半径方向、接線方向、法線方向の磁場のデカルト成分を示します。
(RTN) 座標、磁場の緯度角度、磁場の経度角度、二乗平均平方根誤差
磁場の変化 (各成分の 15 分間にわたる移動平均を使用し、重ね合わされたオレンジ色の曲線は 30 分間の値を表示します)
同じデータの移動平均）。 両方の探査機のパネルの上部に表示されている (r、θ、ϕ) の値は 2022 年を表しています。
2 月 16 日、07:00 UT、角度はストーニーハースト座標で報告されます。 灰色の縦線は到着を示します。
どちらの宇宙船でも CME による衝撃が発生し、灰色の部分は CME 噴出物を強調表示しています。 パーカーでは、完全な排出物
(磁気障害物) には両方の灰色の領域が含まれており、その中の磁束ロープ (磁気雲) 構造は次のように表されます。
明るい灰色の領域。 パーカーにおける境界の特定に関する追加の詳細は、セクション 3.2 で提供されます。
図 5. 2022 年 2 月 15 日から 18 日までのパーカーの現場データの概要。 プロットは上から下に次のようになります: (a)
磁場の大きさ、(b) RTN 座標における磁場のデカルト成分、(c) 緯度および(d) 経度
磁場の角度、(e) 太陽風のバルク速度、陽子の (f) 密度と (g) 温度、(h) プラズマのベータ、(i) ヘリウムと陽子の比、(j) のピッチ角スペクトログラム 超熱の 293 eV 電子。 灰色の縦線は到着を示します。
CME による衝撃、影付きの灰色の領域は磁気障害物 (明るい灰色と濃い灰色) と磁気雲を強調表示します。
（ライトグレー）その中にあります。 ハッチングされた領域は、CME の直後の HPS 通路を示しています。
図 6. Bepi と Parker の両方で異なる方法で計算された衝撃法線の概要（2 つの異なるデータから表示）
3D での方向性についてのより良い洞察を提供するための視点。 MCP および MVA メソッドで計算された法線
両方の宇宙船について表示されますが、MD3 技術を使用して導出された法線はパーカーについてのみ表示されます。
導出には血漿データが必要です。 太陽の位置は黄色の球で表され、黒い矢印は太陽の位置を示します。
図 3 に示す GCS フィッティングから導出された CME ノーズの軌道。
6. 要約と結論
この研究では、最初に詳細に分析しました。
2 つの異なる探査機によって水星の軌道で検出された CME のメソスケール構造を時間測定します。
ベピとパーカー、〜0.03天文単位離れていた
半径方向の距離、緯度、〜2◦および 経度〜4◦ (0.0416 au の 3D 分離に相当)
または 〜8.95 R⊙)。 私たちは特徴付けに重点を置いており、
惑星間衝撃、シースの特性の比較
領域と、その 2 つによって測定された磁気噴出物
宇宙船。 全体として、いくつかの類似点が見つかりました。
しかし、2つのセットの間にはいくつかの大きな違いもあります
構造全体の側面から生じたものではあるが、特徴づけられる現場データの
相対的な非放射状角度間隔 (〜5◦） あれは
リモートセンシング データに基づく CME の 3D 再構成に関連する一般的な誤差よりも小さい
たとえば、Verbeke et al。 (2023) 最小不確かさは 6 であることが判明しました。
緯度と11°で
を使用して経度で
GCS モデル、および Kay & Palmerio (2023) は、典型的な差は 緯度4°と経度で8°で
同じものの 2 つの独立した再構築の間
イベント。
最終的に、この研究の結果は次の点に共鳴します。
Lugaz によって概説された結論と推奨事項
他。 (2018)、つまり、パラメータ空間の中スケール範囲は、文脈の中でまだほとんど調査されていないままです。
その結果、0.005 ～ 0.050 au の半径方向の間隔と縦方向の間隔に関する知識のギャップが生じます。
1 〜 12 の(つまり、断面の予想サイズ1 au での CME イジェクタ）。 さらにその作業は報告されました
ここに、Lugaz らの結果が示されています。 （2018年）と
Ala-Lahti et al. (2020) より短い地心点でも適用
一般に量が少ないにもかかわらず、1 au よりも長い距離
起こると予想される相互作用や変形などの進化のプロセス。 のために-
調整的に、メソスケールを調査することの重要性
太陽風の勢いは最近さらに強まっています
(例: Viall et al. 2021)、新しいミッションは
変動とばらつきを調査することが提案されている
太陽過渡現象の影響 (例: Allen et al. 2022; Lugaz他。 2023年; ニキリら。 2023年）。 潜在的な利点
を探索するために設計された探査機群の
メソスケール領域は、基礎物理学の知識を向上させるだけでなく、非常に貴重なものとなるでしょう。
CME だけでなく、次のような他の過渡現象も対象となります。
ストリーム相互作用領域と太陽エネルギー粒子。
この研究結果は次のような分野にも影響を及ぼします。
宇宙天気の研究と運用。 初めに、
私たちは、現状を改善することの重要性を指摘します。
リモートセンシングによる軌道観測が可能
現場測定によるCMEのサイズ決定
短い空間にわたって顕著な変動を示す可能性がある
秤。 これは数を増やすことで達成できます
宇宙での運用望遠鏡の使用、および/または観測による
太陽とその環境を新たな視点から捉える
黄道面の外側からのように（例えば、Gibson et al.
2018年; デフォレストら。 2023年; ハワードら。 2023年; パルメ・リオら。 2023b)。 モデリングと予測から
という観点から、考慮することの重要性を強調します。
予測を生成するときに、仮想宇宙船の「群れ」(地球またはターゲットの周囲) を使用して予測を生成します。
合成プローブの分離はわずか 5 度でも可能
シミュレーションされている物理プロセスの不確実な関係を適切に考慮するために、非半径方向の距離で
同様に、観測からの CME 入力パラメータの決定にも使用されます (例: Scolini et al. 2019; Asvestari他。 2021年; マハラナら。 2023年; パルメリオら。 2023a)。
さらに、この研究は、予測をより深く理解し、改善する必要性を示しました。
CME主導のシース領域の改善—これは、執筆時点では初期段階です（例、Kay et al. 2020）。
この研究と宇宙天気研究との関連性
地球での予測を改善することに限定されませんが、
惑星科学への応用も可能です。 行事
ここで研究されたのは、その場で2機の探査機と遭遇した
水星の軌道上にあるため、太陽中心距離が大幅に離れた場所での特性を分析できるようになります。
太陽に1auよりも近い。 水星の軌道内での CME の構造と進化を理解する
実際、これはベピの成功にとって非常に重要です。
太陽の噴火として計画されている水星軌道への投入
過渡現象は、ミッションが焦点を当てる惑星のダイナミクスの多くの源です (例: Milillo et al.2020年）。 ヘルメアン磁気圏との太陽風の相互作用を含め、水星の宇宙天気に関する我々の知識は現時点ではかなり限られているが、
数回のフライバイ中に収集されたデータ（例えば、マリナー10号から）とメッセンジャーからの軌道測定（例えば、Killen et al. 2004;
ウィンスローら。 2017）。
パーカーによる今後の観察では、水星または太陽風の影響を受ける CME の SolO と Bepi (巡航段階)、および水星の Bepi からの観測
軌道投入後は、最初の惑星における宇宙気象現象への理解が大幅に向上するでしょう。
太陽から。
最後に、この分析は、2 つのプローブ、Bepi と Bepi の適切な相対構成により可能になりました。
パーカーは、CME が目覚ましい成長を遂げていた時代に、
偶然彼らの方向に発射されました。 それでも
このようなイベントは当然のことながらまれです。
これらの「特別な種類の」複数の探査機との遭遇のうち、
つまり、半径方向と角度の間隔が小さいことを特徴とし、次のような場合に適用できる具体的な戦略です。
少なくとも、太陽風と太陽風を特徴付けるのに役立つ 1 つ以上の専用ミッションが行われるのを待っている間は、
関連するすべての空間スケールにわたるその過渡状態。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます