Coeficiente de difusión paralelo de partículas cargadas energéticas en la heliosfera interna a partir de los campos magnéticos turbulentos medidos por la sonda solar Parker

Resumen Los coeficientes de difusión de partículas cargadas energéticas en campos magnéticos turbulentos son un aspecto fundamental de la teoría de transporte difusivo, pero siguen siendo incompletamente entendidos. En este trabajo, usamos la teoría cuasi-lineal para evaluar la variación espacial del coeficiente de difusión paralelo κ ∥ a partir de los espectros de potencia de turbulencia magnética medidos en la heliosfera interna. Consideramos las mediciones del campo magnético y la velocidad del plasma de la sonda solar Parker realizadas durante las órbitas 5–13. El coeficiente de difusión paralelo se calcula como una función de la distancia radial de 0.062 a 0.8 au, y la energía de las partículas de 100 keV a 1 GeV. Encontramos que κ ∥ aumenta exponencialmente tanto con la distancia heliocéntrica como con la energía de las partículas. Las fluctuaciones en κ ∥ están relacionadas con episodios de estructuras magnéticas a gran escala en el viento solar. Al ajustar los resultados, también proporcionamos una fórmula empírica de κ ∥ = (5.16 ± 1.22) × 10 18 r 1.17±0.08 E 0.71±0.02 (cm 2 s −1 ) en la heliosfera interna, que puede ser usada como referencia en el estudio del transporte y aceleración de partículas solares energéticas, así como en la modulación de rayos cósmicos.