Alfvén waves have long been known to be a major component of the turbulence measured in situ in the interplanetary medium. Until recently, however, observations had been limited to the ecliptic plane, where the solar wind structure is complicated by the interaction of fast and slow solar wind streams, the Alfvénic turbulence being essentially limited to high-speed streams in well defined magnetic sectors. The Ulysses spacecraft has shown how this structure disappears with increasing latitude, leading to a relatively constant high-speed stream originating from polar coronal holes. Within this region the radial magnetic field appears to be relatively constant with latitude, and the fluctuations are everywhere dominated by large-amplitude Alfvén waves propagating away from the sun, covering a broad band of wavelengths. Here we discuss the origin and evolution of solar wind Alfvén waves; the possible role played by such fluctuations in the heating of the corona and acceleration of the high-speed wind is explored in the light of both analytical models and numerical simulations.
アルフヴェン波は、惑星間空間におけるその場観測で測定される乱流の主要な構成要素であることが長らく知られている。しかし最近まで、観測は黄道面に限られており、そこでは太陽風の構造が高速流と低速流の相互作用によって複雑化し、アルフヴェン的乱流は明確な磁気セクター構造を有する高速流にほぼ限定されていた。Ulysses探査機は、緯度が高くなるにつれてこの構造が消失し、極域コロナホールに由来する比較的一様な高速流が支配的になることを示した。この領域では、動径方向の磁場は緯度に対してほぼ一定であり、変動は太陽から伝播する大振幅のアルフヴェン波によって全域で支配され、その波長帯は広範囲に及ぶ。本稿では、太陽風中のアルフヴェン波の起源と進化について考察し、コロナの加熱および高速風の加速におけるこれらの変動の役割について、解析的モデルと数値シミュレーションの両方の観点から検討する。