Рисунок 1: Время затухания солнечного радиовсплеска 1/e (слева) в зависимости от частоты, размер источника на полувысоте (в центре), положение источника (справа) для фундаментального излучения. Моделирование проводилось для профиля турбулентности, умноженного на коэффициенты [1/2, 2] (серая область), а значения параметра анизотропии α = [0.19, 0.25, 0.33, 0.42]. Фото: Контар и др. ApJ (2023).
Турбулентность плотности солнечной короны и солнечного ветра проявляется в свойствах солнечных радиовсплесков; Угловое рассеяние-уширение внесолнечных радиоисточников наблюдается в солнечной атмосфере и может быть измерено на месте в солнечном ветре. Жизнеспособная модель турбулентности плотности должна одновременно объяснять все три типа наблюдений за колебаниями плотности.
Солнечные радиовсплески (например, типа I, II, III), наблюдаемые ниже ~1 ГГц, возникают преимущественно посредством плазменных механизмов на частотах, близких либо к локальной плазменной частоте, либо к ее двойной (гармонической) частоте, и поэтому на них особенно сильно влияет рассеяние радиоволны в короне, поэтому наблюдаемые размеры, положения, наблюдаемые временные характеристики «кажущиеся» и существенно отличаются от характеристик источника излучения.
Хотя это представляет собой проблему для солнечных радионаблюдений, оно также служит уникальным диагностическим инструментом, позволяющим определить, как колебания плотности меняются от Солнца до 1 а.е.
-
Рисунок 2: Слева: амплитуда флуктуаций плотности внутреннего масштаба, используемая для объяснения наблюдений на рисунке (1). Серая область обозначает диапазон [1/2,2] как на рисунке 1. Пунктиром показано соотношение = 2 × 107 (r/RSun-1)-3,7. Черные и красные точки данных соответствуют предположению о фундаментальном и гармоническом излучении соответственно. Справа: то же, что и на левой панели, но разделенное на плотность плазмы n2. Фото: Контар и др. ApJ (2023).
-
Рисунок 3: Угловое уширение радиоисточников (слева) и частотный спектр флуктуаций плотности P(f), измеренный на высоте 1 а.е. (справа). Серая зона прогнозируется на основе модели флуктуаций плотности на рисунке 2. Фото: Kontar et al ApJ (2023).
В своей работе, опубликованной в «Астрофизическом журнале», Контар и др. выполнили большое количество исследований распространения радиоволн при моделировании турбулентной плазмы между 0,1 RSсолнца и 1 а.е. и рассматривают результаты в свете очень значительного массива солнечных лучей. опубликованные в литературе наблюдения охватывают расстояния от низкой короны до 1 а.е. (рис. 1). Сравнение наблюдений с моделированием позволяет вывести анизотропный профиль плотности (рис. 2).
Профили кратчайшего времени солнечных всплесков, размеры и положения источников определяются в основном эффектами распространения (в основном анизотропным рассеянием), а не собственными свойствами источника радиоизлучения.
Детальное знание процесса рассеяния открывает путь к тому, чтобы отделить эффекты рассеяния от наблюдений и, таким образом, лучше ограничить внутренние свойства источников солнечных радиовсплесков.
Поскольку размеры отдельных источников и время затухания обычно измеряются более точно, чем разброс при измерениях нескольких источников, вполне вероятно, что разброс наблюдательных свойств обусловлен различными уровнями турбулентности и плотности плазмы в разных событиях.
Изменение величины флуктуаций плотности в диапазоне 0,5–2 раз охватывает большинство наблюдений, а увеличение этого мультипликативного коэффициента еще в два раза (до диапазона от 0,25 до 4) охватывает практически все точки наблюдаемых данных ( за исключением некоторых крайних выбросов).
Таким образом, исследователи приходят к выводу, что флуктуации плотности на масштабе диссипации изменяются примерно как i2 > = 2 × 107 (r/RSun-1)-3,7 см-6 и эта величина варьируется примерно в два раза. Расширение внесолнечных точечных источников за счет турбулентной солнечной атмосферы и измерения солнечных радиовсплесков являются взаимодополняющими наборами данных (рис. 2).
Они отмечают значительный разрыв в данных между наземными и космическими наблюдениями солнечных всплесков в диапазоне 3–20 МГц (где внесолнечные наблюдения кажутся необходимыми) и поощряют развитие наблюдений, чтобы заполнить этот пробел и, следовательно, еще больше ограничить уровень турбулентности. во внутренней гелиосфере.
Информация от: Сообществом европейских астрономов по солнечному радиоастрономам.
