Primeras observaciones utilizando espectroscopia de imágenes de resolución de frecuencia para pulsos de radio solares

Figura 1: (a) Espectros dinámicos de pulsos illib. (b) Explosión de tipo IIIb (después de CME) (c) Grupo de espinas (d) Pico único. e) pulso tipo IIIb (antes de CME). Fuente: Adaptado de Clarkson et al. (2021).

Los pulsos de radio solares son pulsos de radio de banda estrecha de corta duración que son signos de la aceleración de los electrones no térmicos en las erupciones solares. Se observan en un amplio rango de frecuencias de varias docenas de MHz (Melnik y col. 2014) al rango de GHz (Benz y col. 1992). El origen de las espinas no se comprende completamente. Sus breves duraciones son el límite superior del tiempo de liberación de energía y, en combinación con sus estrechas bandas de frecuencia, los saltos indican procesos a escala de milisegundos, lo que permite estudiar los procesos más rápidos en la corona solar. Las altas temperaturas de luminancia asociadas con los picos indican mecanismos consistentes; a saber, emisión de plasma o emisión de maser de ciclotrón de electrones (ECM).

En el ultimo articulo Clarkson y col. (2021) presentó por primera vez observaciones espaciales, de frecuencia y temporales de pulsos de radio individuales asociados con la eyección de masa coronal (CME).

Usando resolución de tiempo y frecuencia LOFAR, pudimos resolver picos de radio individuales entre 30 y 70 MHz (Figura 1) y analizar sus diversas características, incluida la duración, el ancho de frecuencia, la deriva de frecuencia, el área y el movimiento aparente en una escala de decenas de milisegundos. El evento de llamarada se asoció con una serie de explosiones de tipo III junto con estallidos de CME y de tipo II que se cree que se originan a partir de una erupción en chorro (Chrysaphi y col. 2020). Se observaron picos tanto antes como después de la CME, y la mayoría de los picos observados se produjeron a raíz de la CME. El mismo análisis se llevó a cabo en las franjas individuales de ráfagas de tipo IIIb que ocurrieron en el mismo período. Tanto los picos como las estrías muestran características similares: disminución de la duración, aumento de la hebra y disminución del área con la frecuencia. Descubrimos que la velocidad de disparo del pico implicaba velocidades del excitador de aproximadamente 10-50 km s-1.

Figura 2: Las propiedades temporales del pulso que se muestran en la Figura 1d a 34,5 MHz. (a) Movimiento centroide puntiagudo (triángulos de colores) superpuesto a la imagen SDO / AIA 171 Å. Los símbolos más azules muestran la posición del centroide superior de los otros picos antes de CME, mientras que los símbolos más blancos muestran los que están después de CME. Las líneas grises con marcadores de diamante (antes de CME) y triangulares (después de CME) representan el movimiento del centro de las dos franjas individuales en la Figura 1 (b, e). (b) Área observada de FWHM a lo largo del tiempo. (c) El movimiento vertical del centro de gravedad del salto con el tiempo. Las curvas rojas representan la curva de brillo máximo normalizada. Fuente: Adaptado de Clarkson et al. (2021).

Una observación intrigante es que los movimientos de los centroides de las espinas (y las estrías) no son radiales sino paralelos a la rama solar (Figura 2a). Analizando la variabilidad temporal del área de la columna y el movimiento vertical en el plano de la imagen (Fig. 2b, c), encontramos que tanto el cambio en el rango del área como el movimiento son más pronunciados durante la fase de decaimiento. Los picos muestran velocidades superluminales entre 0,76 y 1,8c y una expansión superluminal del tamaño de las fuentes FWHM. Esta no es la velocidad física del excitador y puede explicarse en términos de dispersión de ondas de radio debido a la turbulencia de densidad anisotrópica. en Kontar y col. (2019), se demostró que se requería turbulencia de densidad anisotrópica para explicar simultáneamente tanto los tiempos de desintegración de tipo III observados como el tamaño de las fuentes. En un medio con fluctuaciones anisotrópicas en densidad, la dispersión de ondas de radio hace que la emisión observada se desplace preferentemente a lo largo de la dirección del campo magnético principal. Además, las simulaciones de dispersión predicen que el movimiento aparente superluminal es posible debido a los efectos de dispersión y muestran que en ángulos heliocéntricos más grandes, la emisión observada está sujeta a mayores cambios inducidos y velocidades aparentes.

El artículo muestra que los pulsos de radio de baja frecuencia están fuertemente influenciados por la dispersión causada por la radiación que escapa a través de la turbulencia de densidad anisotrópica, con una dispersión preferencial a lo largo del campo magnético guía. En este caso, los movimientos de las espinas y las estrías indican que las líneas del campo magnético son paralelas a la extremidad solar. La emisión máxima proviene de un área en la estela de CME donde la formación de bucles alargados tras la reconexión puede ser la ubicación de la débil aceleración del haz de electrones. El predominio de la dispersión actuará para alargar el perfil del tiempo pico, lo que significa que el tiempo de liberación de energía es más corto de lo que se supone a menudo en la literatura. Simulaciones de Kuznetsov y col. (2020) muestran que una anisotropía más fuerte conduce a tamaños de fuente pico observados más pequeños y velocidades superlumínicas. Por lo tanto, las propiedades de los picos y las estrías son consistentes con la anisotropía de α = 0,1-0,2, que es más alta de lo que normalmente se requiere en configuraciones de campo abierto para explicar las explosiones de tipo III. En consecuencia, la anisotropía de turbulencia de densidad en configuraciones de circuito cerrado puede ser mayor que la de las líneas de campo abierto. Las similitudes y el origen coespacial de las espinas y las estrías indican que comparten un inductor común. Además, el tipo III, el tipo IIIb, el tipo II y las explosiones de picos en este evento comparten el mismo sentido de polarización. Combinado con la altitud de emisión de corona donde es poco probable una condición de emisión de ECM, es probable que el mecanismo de emisión de plasma produzca picos cerca de la frecuencia de plasma.

Proporcionado por la Comunidad Radioastronómica Solar Europea

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