Солнечное радиоизлучение - Solar radio emission

Солнечное радиоизлучение относится к радиоволнам , которые естественным образом производятся Солнцем , в основном из нижних и верхних слоев атмосферы, называемых хромосферой и короной соответственно. Солнце производит радиоизлучение с помощью четырех известных механизмов, каждый из которых работает в основном за счет преобразования энергии движущихся электронов в излучение. Четыре механизма излучения - это тепловое тормозное (свободное) излучение, гиромагнитное излучение, излучение плазмы и электронно-циклотронное мазерное излучение. Первые два являются некогерентными механизмами, что означает, что они представляют собой сумму излучения, независимо генерируемого множеством отдельных частиц. Эти механизмы в первую очередь ответственны за устойчивые «фоновые» выбросы, которые медленно меняются по мере развития структур в атмосфере. Последние два процесса представляют собой когерентные механизмы, которые относятся к особым случаям, когда излучение эффективно производится на определенном наборе частот. Когерентные механизмы могут производить гораздо более высокие яркостные температуры (интенсивности) и в первую очередь ответственны за интенсивные всплески излучения, называемые солнечными радиовсплесками, которые являются побочными продуктами тех же процессов, которые приводят к другим формам солнечной активности, таким как солнечные вспышки и корональные выбросы массы .

История и наблюдения

Коллаж из антенн различных низкочастотных телескопов радиоинтерферометрии, используемых для наблюдения за Солнцем. Слева направо, сверху вниз: радиогелиограф Culgoora, радиогелиограф Clark Lake, радиогелиограф Guaribidanur , радиогелиограф Nancay , массив Мерчисона Widefield и низкочастотный массив .

О радиоизлучении Солнца впервые сообщил в научной литературе Гроте Ребер в 1944 году. Это были наблюдения микроволнового излучения с частотой 160 МГц (длина волны 2 метра), исходящего из хромосферы . Однако самое раннее известное наблюдение было сделано в 1942 году во время Второй мировой войны британскими операторами радаров, которые обнаружили интенсивный низкочастотный всплеск солнечного радио; эта информация держалась в секрете как потенциально полезная для уклонения от радаров противника, но позже была описана в научном журнале после войны. Одним из наиболее значительных открытий ранних солнечных радиоастрономов, таких как Джозеф Поуси, было то, что Солнце производит гораздо больше радиоизлучения, чем ожидалось от стандартного излучения черного тела . Объяснение этому было предложено Виталием Гинзбургом в 1946 году, который предположил, что причиной этого является тепловое тормозное излучение короны с температурой в миллион градусов . Существование таких необычайно высоких температур в короне ранее указывалось наблюдениями оптической спектроскопии , но идея оставалась спорной, пока не была позже подтверждена радиоданными.

До 1950 года наблюдения проводились в основном с использованием антенн, которые регистрировали интенсивность всего Солнца на одной радиочастоте. Такие наблюдатели, как Руби Пейн-Скотт и Пол Уайлд, использовали одновременные наблюдения на различных частотах, чтобы обнаружить, что время начала радиовсплесков варьируется в зависимости от частоты, предполагая, что радиовсплески связаны с возмущениями, которые распространяются наружу, от Солнца, через разные слои. плазмы разной плотности. Эти открытия мотивировали разработку радиоспектрографов , которые могли непрерывно наблюдать Солнце в широком диапазоне частот. Этот тип наблюдения называется динамическим спектром , и большая часть терминологии, используемой для описания солнечного радиоизлучения, относится к особенностям, наблюдаемым в динамических спектрах, таких как классификация солнечных радиовсплесков. Примеры динамических спектров показаны ниже в разделе радиовсплесков. Известные современные солнечные радиоспектрографы включают сеть Radio Solar Telescope Network , сеть e-CALLISTO и инструмент WAVES на борту космического корабля Wind .

Однако радиоспектрографы не создают изображений, поэтому их нельзя использовать для определения пространственного местоположения объектов. Это может затруднить понимание того, откуда исходит конкретный компонент солнечного радиоизлучения и как он соотносится с особенностями, наблюдаемыми на других длинах волн. Для создания радиоизображения Солнца требуется интерферометр, который в радиоастрономии означает набор из множества телескопов, которые работают вместе как один телескоп для получения изображения. Этот метод является разновидностью интерферометрии, называемой синтезом апертуры . Начиная с 1950-х годов был разработан ряд простых интерферометров, которые могли обеспечить ограниченное отслеживание радиовсплесков. Это также включало изобретение морской интерферометрии , которая использовалась, чтобы связать радиоактивность с солнечными пятнами .

Регулярная съемка радиоизлучения Солнца началась в 1967 году с ввода в эксплуатацию радиогелиографа Culgoora, который работал до 1986 года. Радиогелиограф - это просто интерферометр, предназначенный для наблюдения за Солнцем. Помимо Culgoora, примечательными примерами являются радиогелиограф Clark Lake, Nançay Radioheliograph , Nobeyama Radioheliograph , Gauribidanur Radioheliograph , Сибирский радиогелиограф и китайский спектральный радиогелиограф. Кроме того, интерферометры, которые используются для других астрофизических наблюдений, также могут использоваться для наблюдения за Солнцем. К универсальным радиотелескопам, которые также проводят наблюдения за Солнцем , относятся Very Large Array , Atacama Large Millimeter Array , Murchison Widefield Array и Low-Frequency Array . Коллаж выше показывает антенны нескольких низкочастотных радиотелескопов, используемых для наблюдения за Солнцем.

Механизмы

Все процессы, описанные ниже, производят радиочастоты, которые зависят от свойств плазмы, в которой возникает излучение, в частности от плотности электронов и напряженности магнитного поля . В этом контексте особенно важны два параметра физики плазмы :

Электронная плазменная частота ,

${\ displaystyle f_ {p} = {\ sqrt {\ frac {e ^ {2} n_ {e}} {\ pi {} m_ {e}}}} \ приблизительно 0,009 {\ sqrt {n_ {e}}} ~ {\ textrm {МГц}}}$

( 1 )

и гирочастота электронов ,

${\ displaystyle f_ {B} = {\ frac {eB} {2 \ pi {} m_ {e} c}} \ приблизительно 2,8 млрд ~ {\ textrm {МГц}}}$

( 2 )

где - плотность электронов в см ⁻³ , - напряженность магнитного поля в гауссах (Гс), - заряд электрона , - масса электрона , - скорость света . Относительные размеры этих двух частот в значительной степени определяют, какой механизм излучения будет доминировать в конкретной среде. Например, высокочастотное гиромагнитное излучение доминирует в хромосфере , где напряженность магнитного поля сравнительно велика, тогда как низкочастотное тепловое тормозное излучение и плазменное излучение преобладают в короне , где напряженность и плотность магнитного поля обычно ниже, чем в хромосфере. . На изображениях ниже в первых двух слева преобладает гиромагнитное излучение из хромосферы, переходной области и низкой короны, в то время как на трех изображениях справа преобладает тепловое тормозное излучение короны, при этом генерируются более низкие частоты. на большей высоте над поверхностью. ${\ displaystyle n_ {e}}$${\ displaystyle B}$${\ displaystyle e}$${\ displaystyle m_ {e}}$${\ displaystyle c}$

Солнце в радиоволнах от 17 ГГц до 80 МГц. Слева направо наблюдения были записаны с помощью радиогелиографа Нобеяма (NoRH), очень большого массива (VLA), радиогелиографа Нансая (NRH) и массива Мерчисон-Уайдфилд (MWA). Сплошные круги на трех изображениях справа соответствуют размеру Солнца, видимого в видимом свете.

Тепловое тормозное излучение

Излучение тормозного излучения, от немецкого «тормозящее излучение», относится к электромагнитным волнам, возникающим, когда заряженная частица ускоряется, и некоторая часть ее кинетической энергии преобразуется в излучение. Термическое тормозное относится к излучению из плазмы в тепловом равновесии и в основном за счет кулоновских столкновений , где электрон отклоняется от электрического поля в качестве иона . Это часто называют свободно-свободной эмиссией для полностью ионизированной плазмы, такой как солнечная корона, потому что она включает столкновения «свободных» частиц, а не переход электронов между связанными состояниями в атоме. Это основной источник спокойного фонового излучения короны, где покой означает вне периодов радиовсплесков.

Радиочастота тормозного излучения связана с электронной плотностью плазмы через плазменную частоту электронов ( ) из уравнения 1 . Плазма с плотностью может производить излучение только на уровне или ниже соответствующей . Плотность короны обычно уменьшается с высотой над видимой «поверхностью» или фотосферой , что означает, что более низкочастотное излучение производится выше в атмосфере, а Солнце кажется больше на более низких частотах. Этот тип излучения наиболее заметен на частотах ниже 300 МГц из-за типичных корональных плотностей, но особенно плотные структуры в короне и хромосфере могут генерировать тормозное излучение с частотами в диапазоне ГГц. ${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle n_ {e}}$${\ displaystyle f_ {p}}$

Гиромагнитное излучение

Гиромагнитное излучение также создается кинетической энергией заряженной частицы, обычно электрона . Однако в этом случае внешнее магнитное поле заставляет траекторию частицы проявлять спиральное гиродвижение, что приводит к центростремительному ускорению, которое, в свою очередь, создает электромагнитные волны . Для обозначения одного и того же основного явления используется разная терминология в зависимости от того, насколько быстро частица вращается вокруг магнитного поля, что связано с разной математикой, необходимой для описания физики. Гирорезонансное излучение относится к более медленным, нерелятивистским скоростям и также называется магнитотормозным или циклотронным излучением. Гиросихротрон соответствует умеренно релятивистскому случаю, когда частицы вращаются с небольшой, но значительной долей скорости света, а синхротронное излучение относится к релятивистскому случаю, когда скорости приближаются к скорости света.

Гирорезонанс и гиросинхротрон являются наиболее важными в солнечном контексте, хотя могут быть особые случаи, в которых также работает синхротронное излучение. Для любого подтипа гиромагнитное излучение происходит вблизи гирочастоты электронов ( ) из уравнения 2 или одной из его гармоник . Этот механизм доминирует, когда напряженность магнитного поля велика, так что > . Это в основном верно для хромосферы , где гирорезонансное излучение является основным источником спокойного (без всплесков) радиоизлучения, производящего микроволновое излучение в диапазоне ГГц. Гирорезонансное излучение также можно наблюдать из самых плотных структур короны , где его можно использовать для измерения напряженности коронального магнитного поля. Гиросинхротронное излучение отвечает за определенные типы микроволновых радиовсплесков из хромосферы, а также, вероятно, за определенные типы корональных радиовсплесков. ${\ displaystyle f_ {B}}$${\ displaystyle f_ {B}}$${\ displaystyle f_ {p}}$

Плазменное излучение

Блок-схема, показывающая стадии излучения плазмы, ответственной за большинство типов солнечных радиовсплесков. В контексте Солнца электронный пучок ускоряется либо за счет магнитного пересоединения, либо за счет ударной волны . Адаптировано из диаграммы Дональда Мелроуза

Плазменное излучение относится к ряду связанных процессов, которые частично преобразуют энергию ленгмюровских волн в излучение. Это наиболее распространенная форма когерентного радиоизлучения Солнца и обычно считается механизмом излучения для большинства типов солнечных радиовсплесков, которые могут превышать уровень фонового излучения на несколько порядков в течение коротких периодов времени. Волны Ленгмюра , также называемые электронными плазменными волнами или просто плазменными колебаниями , представляют собой колебания электронной плотности, которые возникают, когда плазма возмущается так, что популяция электронов смещается относительно ионов. После смещения сила Колумба тянет электроны назад и в конечном итоге мимо ионов, заставляя их колебаться назад и вперед.

Ленгмюровские волны возникают в солнечной короне из-за нестабильности плазмы, которая возникает, когда пучок нетепловых (быстро движущихся) электронов движется через окружающую плазму. Электронный луч может быть ускорен либо за счет магнитного пересоединения , процесса, лежащего в основе солнечных вспышек , либо за счет ударной волны , и эти два основных процесса действуют в разных контекстах, вызывая различные типы солнечных радиовсплесков. Неустойчивость , которая генерирует ленгмюровские волны является пучковой неустойчивостью , которая также называется лучом или врезаться-на-хвост нестабильности в таких случаях, как это , где электронный пучок инжектированных в плазму, создавая «поднять» на высоко- энергетический хвост распределения частиц плазмы по скоростям. Этот выступ способствует экспоненциальному росту ленгмюровских волн в окружающей плазме за счет передачи энергии электронного пучка в определенные моды ленгмюровских волн. Затем небольшая часть энергии ленгмюровской волны может быть преобразована в электромагнитное излучение посредством взаимодействия с другими волновыми модами, а именно с ионными звуковыми волнами . Справа представлена ​​блок-схема стадий эмиссии плазмы.

В зависимости от этих волновых взаимодействий когерентное радиоизлучение может возникать на основной плазменной частоте электронов ( ; Уравнение 1 ) или на ее гармонике (2 ). Излучение при часто называют основным излучением плазмы , а излучение при 2 называется гармоническим излучением плазмы . Это различие важно, потому что эти два типа имеют разные наблюдаемые свойства и подразумевают разные условия плазмы. Например, основное излучение плазмы имеет гораздо большую долю круговой поляризации и исходит из плазмы, которая в четыре раза плотнее, чем излучение гармонической плазмы. ${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {p}}$

Электронно-циклотронное мазерное излучение

Последний и наименее распространенный механизм солнечного радиоизлучения - электронно-циклотронное мазерное излучение (ECME). Мазер - это аббревиатура от «микроволнового усиления за счет вынужденного излучения», которое первоначально относилось к лабораторному устройству, которое может производить интенсивное излучение определенной частоты посредством вынужденного излучения . Стимулированное излучение - это процесс, при котором группа атомов перемещается на более высокие энергетические уровни (выше теплового равновесия ), а затем стимулируется высвобождением этой дополнительной энергии одновременно. Такие инверсии населенностей могут возникать естественным образом для создания астрофизических мазеров , которые являются источниками очень интенсивного излучения определенных спектральных линий .

Однако электронно-циклотронное мазерное излучение не связано с инверсией населенностей атомных уровней энергии. Термин мазер здесь был принят как аналогия несколько из некорректных . В ECME инжекция нетепловых, полерелятивистских электронов в плазму производит инверсию населенностей, аналогичную инверсии населенностей мазера в том смысле, что высокоэнергетическая населенность добавляется к равновесному распределению. Это очень похоже на начало процесса эмиссии плазмы, описанное в предыдущем разделе, но когда плотность плазмы мала и / или напряженность магнитного поля велика, так что > (Уравнения 1 и 2 ) энергия нетепловых электронов не может эффективно преобразовываться в волны Ленгмюра. Вместо этого это приводит к прямому излучению через нестабильность плазмы, которая аналитически выражается как отрицательный коэффициент поглощения (то есть положительная скорость роста) для определенного распределения частиц, наиболее известного как распределение конуса потерь. ECME является общепринятым механизмом для микроволновых всплесков из хромосферы и иногда используется для объяснения особенностей корональных радиовсплесков, которые не могут быть объяснены эмиссией плазмы или гиросинхротронной эмиссией. ${\ displaystyle f_ {B}}$${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {B}}$

Магнитоионная теория и поляризация

Магнитоионная теория описывает распространение электромагнитных волн в средах, где ионизированная плазма подвергается воздействию внешнего магнитного поля, например в солнечной короне и ионосфере Земли . Корону обычно рассматривают с помощью «подхода холодной плазмы», который предполагает, что характерные скорости волн намного превышают тепловые скорости частиц плазмы. Это предположение позволяет пренебречь тепловыми эффектами, и большинство подходов также игнорируют движения ионов и предполагают, что частицы не взаимодействуют посредством столкновений.

В этих приближениях дисперсионное уравнение для электромагнитных волн включает две моды в свободном пространстве, которые могут выходить из плазмы в виде излучения (радиоволн). Они называются обычным ( ) и экстраординарным ( ) режимами. Обычная мода является «обычной» в том смысле, что реакция плазмы такая же, как если бы магнитное поле отсутствовало, в то время как β-мода имеет несколько иной показатель преломления. Важно отметить, что каждая мода поляризована в противоположных смыслах, которые зависят от угла по отношению к магнитному полю. Обычно применяется квазикруговое приближение, и в этом случае обе моды имеют 100% круговую поляризацию с противоположными значениями. ${\ displaystyle o}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle x}$

В - и -modes производится с различной скоростью в зависимости от механизма эмиссии и параметров плазмы, что приводит к чистому сигналу с круговой поляризацией. Например, тепловое тормозное излучение немного благоприятствует -моде, тогда как плазменное излучение сильно способствует -моде. Это делает круговую поляризацию чрезвычайно важным свойством для изучения солнечного радиоизлучения, так как ее можно использовать для понимания того, как было произведено излучение. Хотя круговая поляризация наиболее распространена в радионаблюдениях за Солнцем, при определенных обстоятельствах также возможно получение линейной поляризации . Однако наличие сильных магнитных полей приводит к вращению Фарадея, которое искажает линейно-поляризованные сигналы, что делает их чрезвычайно трудными или невозможными для обнаружения. Однако можно обнаружить линейно-поляризованные фоновые астрофизические источники, которые перекрываются короной, и в этом случае влияние вращения Фарадея можно использовать для измерения напряженности коронального магнитного поля. ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$

Эффекты распространения

На появление солнечного радиоизлучения, особенно на низких частотах, сильно влияют эффекты распространения. Эффект распространения это то , что влияет на пути или состояние электромагнитной волны после того, как он производится. Следовательно, эти эффекты зависят от того, через какие среды прошла волна до того, как ее начали наблюдать. Наиболее серьезные воздействия на солнечное радиоизлучение происходят в короне и ионосфере Земли . Есть три основных эффекта: рефракция, рассеяние и связь мод.

Преломление - это искривление пути света, когда он входит в новую среду или проходит через материал с различной плотностью. Плотность короны обычно уменьшается с расстоянием от Солнца, что заставляет радиоволны преломляться в радиальном направлении. Когда солнечное радиоизлучение попадает в ионосферу Земли, рефракция также может сильно исказить видимое местоположение источника в зависимости от угла обзора и ионосферных условий. В - и -modes , описанный в предыдущем разделе , также имеет несколько различных показатели преломления , что может привести к разделению двух режимов. ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$

Аналог преломления - отражение . Радиоволна может отражаться в солнечной атмосфере, когда она встречает область с особенно высокой плотностью по сравнению с тем, где она была создана, и такие отражения могут происходить много раз, прежде чем радиоволна выйдет из атмосферы. Этот процесс многих последовательных отражений называется рассеянием и имеет много важных последствий. Рассеяние увеличивает видимый размер всего Солнца и компактных источников внутри него, что называется угловым расширением . Рассеяние увеличивает угол конуса, на котором можно наблюдать направленное излучение, что может даже позволить наблюдение низкочастотных радиовсплесков, произошедших на обратной стороне Солнца. Поскольку волокна с высокой плотностью, которые в первую очередь ответственны за рассеяние, не выровнены случайным образом и, как правило, являются радиальными, случайное рассеяние против них может также систематически сдвигать наблюдаемое местоположение радиовсплеска на большую высоту, чем то, где он был фактически произведен. Наконец, рассеяние имеет тенденцию к деполяризации излучения, и, вероятно, именно поэтому радиовсплески часто демонстрируют гораздо более низкие доли круговой поляризации, чем предсказывают стандартные теории.

Связь мод относится к изменениям состояния поляризации - и -мод в ответ на различные условия плазмы. Если радиоволна проходит через область, где ориентация магнитного поля почти перпендикулярна направлению движения, которая называется квазипоперечной областью, знак поляризации (то есть левый или правый; положительный или отрицательный) может меняться в зависимости от радиостанции. частота и параметры плазмы. Эта концепция имеет решающее значение для интерпретации наблюдений за поляризацией микроволнового излучения Солнца, а также может иметь значение для некоторых низкочастотных всплесков радиоволн. ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$

Солнечные радиовсплески

Солнечные радиовсплески - это короткие периоды, в течение которых радиоизлучение Солнца превышает фоновый уровень. Они являются сигнатурами тех же основных физических процессов, которые приводят к более широко известным формам солнечной активности, таким как солнечные пятна , солнечные вспышки и корональные выбросы массы . Радиовсплески могут лишь незначительно или на несколько порядков превышать уровень фонового излучения (например, от 10 до 10 000 раз) в зависимости от множества факторов, которые включают количество выделяемой энергии, параметры плазмы в области источника, геометрию обзора и т. Д. и среды, через которые излучение распространялось до наблюдения. Большинство типов солнечных радиовсплесков вызывается механизмом излучения плазмы, действующим в различных контекстах, хотя некоторые из них вызваны (гиро) ​​синхротронным и / или электронно-циклотронным мазерным излучением.

Солнечные радиовсплески типов I, II и III, наблюдаемые при наблюдении динамического спектра с помощью радиоспектрографа Learmonth Solar. Цвет соответствует интенсивности. Идеально горизонтальные черты, видимые на определенных частотах, соответствуют радиочастотным помехам от источников, созданных человеком.

Солнечные радиовсплески классифицируются в основном на основании того, как они проявляются в наблюдениях динамического спектра с радиоспектрографов. Первые три типа, показанные на изображении справа, были определены Полом Уайлдом и Линдси Маккриди в 1950 году с использованием самых ранних радиоспектрографических наблюдений метрических (низкочастотных) всплесков. Эта схема классификации основана, прежде всего, на том, как частота пакета дрейфует с течением времени. Типы IV и V были добавлены в течение нескольких лет после первых трех, и с тех пор был идентифицирован ряд других типов и подтипов.

Тип I

Всплески типа I - это всплески излучения, которые длятся около одной секунды и происходят в относительно узком частотном диапазоне ( ) с практически незаметным дрейфом частоты. Они, как правило, возникают группами, называемыми шумовыми бурями , которые часто накладываются на усиленное непрерывное (широкополосное) излучение с тем же частотным диапазоном. В то время как каждый отдельный всплеск типа I не изменяется по частоте, цепочка всплесков типа I в шумовой буре может медленно дрейфовать от более высоких к более низким частотам в течение нескольких минут. Шумовые бури могут длиться от часов до недель и обычно наблюдаются на относительно низких частотах от 50 до 500 МГц. ${\ displaystyle \ Delta {} f / f \ приблизительно 0,025}$

Шумовые бури связаны с активными регионами . Активные области - это области в солнечной атмосфере с высокой концентрацией магнитных полей, и они включают в себя солнечное пятно в своей основе в фотосфере, за исключением случаев, когда магнитные поля довольно слабые. Связь с активными областями была известна на протяжении десятилетий, но условия, необходимые для создания шумовых штормов, все еще остаются загадочными. Не все активные области, которые производят другие формы активности, такие как вспышки, генерируют шумовые бури, и, в отличие от других типов солнечных радиовсплесков, часто бывает трудно идентифицировать нерадио-сигнатуры всплесков типа I.

Механизм излучения для всплесков типа I обычно считается фундаментальным излучением плазмы из-за часто наблюдаемых высоких фракций круговой поляризации. Однако пока нет единого мнения о том, какой процесс ускоряет электроны, необходимые для стимуляции эмиссии плазмы. Ведущими идеями являются незначительные события магнитного пересоединения или ударные волны, возбуждаемые восходящими волнами. Начиная с 2000 года, в целом предпочтение отдается различным сценариям магнитного пересоединения. Один сценарий включает пересоединение между открытым и закрытым магнитными полями на границах активных областей, а другой - с движущимися магнитными элементами в фотосфере.

Тип II

Всплески типа II демонстрируют относительно медленный дрейф от высоких частот к низким, около 1 МГц в секунду, обычно в течение нескольких минут. Они часто демонстрируют две отдельные полосы излучения, которые соответствуют основной и гармонической эмиссии плазмы, исходящей из одной и той же области. Всплески типа II связаны с корональными выбросами массы (CME) и возникают на переднем фронте CME, где ударная волна ускоряет электроны, ответственные за стимулирование эмиссии плазмы. Частота дрейфует от более высоких значений к более низким, потому что она зависит от плотности электронов , а ударная волна распространяется наружу от Солнца через все меньшие и меньшие плотности. Используя модель плотности атмосферы Солнца, можно затем использовать скорость ухода частоты для оценки скорости ударной волны. Это упражнение обычно приводит к скорости около 1000 км / с, что соответствует скорости ударов CME, определенной другими методами.

Хотя эмиссия плазмы является общепринятым механизмом, всплески типа II не демонстрируют значительного количества круговой поляризации, как можно было бы ожидать в соответствии со стандартной теорией эмиссии плазмы. Причина этого неизвестна, но основная гипотеза состоит в том, что уровень поляризации подавляется эффектами дисперсии, связанными с наличием неоднородного магнитного поля вблизи магнитогидродинамического скачка. Всплески типа II иногда демонстрируют тонкие структуры, называемые всплесками в елочку, которые исходят из основного всплеска, как он проявляется в динамическом спектре, и простираются до более низких частот. Считается, что структуры типа «елочка» являются результатом ударно-ускоренных электронов, которые смогли вырваться далеко за пределы ударной области, чтобы возбудить ленгмюровские волны в плазме с более низкой плотностью, чем в области первичного взрыва.

Тип III

Как и всплески типа II, всплески типа III также дрейфуют от высоких частот к низким, и их широко приписывают механизму излучения плазмы. Однако всплески типа III дрейфуют намного быстрее, около 100 МГц в секунду, и поэтому должны быть связаны с возмущениями, которые распространяются быстрее, чем ударные волны, ответственные за тип II. Всплески типа III связаны с пучками электронов, которые ускоряются до малых долей скорости света (от 0,1 до 0,3 c) за счет магнитного пересоединения , процесса, ответственного за солнечные вспышки . На изображении ниже цепочка цветных контуров показывает расположение трех вспышек типа III на разных частотах. Переход от фиолетового к красному соответствует траекториям электронных лучей, движущихся от Солнца и возбуждающих излучение плазмы с более низкой и низкой частотой по мере того, как они сталкиваются с более низкой плотностью. Учитывая, что они в конечном итоге вызваны магнитным пересоединением, типы III сильно связаны с рентгеновскими вспышками и действительно наблюдаются почти во всех крупных вспышках. Однако рентгеновские вспышки от малых до средних не всегда демонстрируют всплески типа III, и наоборот, из-за несколько разных условий, которые требуются для генерации и наблюдения излучения высокой и низкой энергии. ${\ Displaystyle \ приблизительно}$

Murchison Widefield Array изображения фонового излучения на частоте 240 МГц (оттенки серого) с цветными контурами, показывающими всплески типа III в диапазоне частот. Всплески в сотни раз ярче фона, а низкочастотные контуры появляются на большей высоте, потому что всплески производятся электронным лучом, который движется от Солнца, возбуждая радиоизлучение с уменьшающейся частотой с увеличением расстояния.

Всплески типа III могут происходить поодиночке, небольшими группами или цепочками, называемыми штормами типа III, которые могут длиться много минут. Их часто подразделяют на два типа: корональные и межпланетные всплески III типа. Коронал относится к случаю, когда электронный луч движется в короне в пределах нескольких солнечных радиусов фотосферы . Обычно они начинаются с частот в пределах 100 МГц и за несколько секунд спускаются до 10 МГц. Электронные пучки, возбуждающие излучение, движутся вдоль определенных силовых линий магнитного поля, которые могут быть закрыты или открыты для межпланетного пространства. Электронные лучи, выходящие в межпланетное пространство, могут возбуждать ленгмюровские волны в плазме солнечного ветра, вызывая межпланетные всплески типа III, которые могут распространяться до 20 кГц и ниже для лучей, достигающих 1 астрономической единицы и более. Очень низкие частоты межпланетных всплесков ниже границы ионосферы ( 10 МГц), что означает, что они блокируются ионосферой Земли и наблюдаются только из космоса. ${\ Displaystyle \ приблизительно}$

Прямые наблюдения на местах за электронами и ленгмюровскими волнами (плазменными колебаниями), связанными с межпланетными всплесками III типа, являются одними из наиболее важных доказательств в пользу теории излучения плазмы солнечных радиовсплесков. Всплески типа III демонстрируют умеренный уровень круговой поляризации, обычно менее 50%. Это меньше, чем ожидалось из-за излучения плазмы, и, вероятно, связано с деполяризацией из-за рассеяния на неоднородностях плотности и других эффектов распространения.

Тип IV

Всплески типа IV - это всплески широкополосного континуального излучения, которые включают несколько различных подтипов, связанных с различными явлениями и различными механизмами излучения. Первым типом, который должен был быть определен, был движущийся всплеск типа IV, для обнаружения которого требуются визуальные наблюдения (т. Е. Интерферометрия). Они характеризуются движущимся наружу источником континуума, которому часто предшествует вспышка типа II в сочетании с корональным выбросом массы (CME). Механизм излучения всплесков IV типа обычно связывают с гиросинхротронным излучением, плазменным излучением или их комбинацией, возникающей в результате захвата быстро движущихся электронов в магнитных полях извергающегося CME.

Стационарные всплески типа IV более распространены и не связаны с CME. Это широкополосные континуальные излучения, связанные либо с солнечными вспышками, либо со вспышками типа I. Вспышки типа IV, связанные со вспышкой, также называются непрерывными вспышками, и они обычно начинаются во время или вскоре после импульсной фазы вспышки. Более крупные вспышки часто включают фазу штормового континуума, которая следует за континуумом вспышки. Континуум шторма может длиться от часов до дней и может переходить в обычный шумовой шторм I типа при длительных явлениях. Вспышки типа IV как вспышка, так и штормовой континуум объясняются эмиссией плазмы, но штормовой континуум демонстрирует гораздо большую степень круговой поляризации по причинам, которые полностью не известны.

Тип V

Всплески типа V являются наименее распространенными из пяти стандартных типов. Это непрерывные излучения, которые длятся от одной до нескольких минут сразу после группы всплесков типа III, обычно происходящих на частотах ниже 120 МГц. Обычно считается, что тип V вызывается гармоническим излучением плазмы, связанным с теми же потоками электронов, которые ответственны за соответствующие всплески типа III. Иногда они демонстрируют значительные позиционные смещения от всплесков типа III, что может быть связано с перемещением электронов по несколько иным структурам магнитного поля. Всплески типа V сохраняются намного дольше, чем всплески типа III, потому что они вызваны более медленной и менее коллимированной электронной популяцией, которая производит более широкополосное излучение, а также приводит к изменению знака круговой поляризации по сравнению с соответствующими всплесками типа III из-за к другому распределению ленгмюровских волн. Хотя эмиссия плазмы является общепринятым механизмом, также было предложено электронно-циклотронное мазерное излучение.

Другие типы

Помимо классических пяти типов, существует ряд дополнительных типов солнечных радиовсплесков. К ним относятся вариации стандартных типов, тонкая структура внутри другого типа и совершенно разные явления. Примеры вариантов включают всплески типов J и U, которые представляют собой всплески типа III, для которых частотный дрейф меняется на противоположный, чтобы переходить от более низких частот к более высоким, предполагая, что электронный луч сначала ушел, а затем вернулся к Солнцу по замкнутой траектории магнитного поля. Всплески тонкой структуры включают в себя «зебру» и всплески волокон, которые могут наблюдаться внутри всплесков типа IV, наряду с всплесками «елочки», которые иногда сопровождают всплески типа II. Пакеты типа S, которые длятся всего миллисекунды, являются примером особого класса. Существует также множество типов высокочастотных всплесков микроволнового излучения, таких как всплески микроволнового излучения типа IV, импульсные всплески, пост-всплески и всплески всплески.

Радиоизлучение других звезд

Из-за своей близости к Земле Солнце является самым ярким источником астрономического радиоизлучения. Но, конечно, другие звезды также производят радиоизлучение и могут производить гораздо более интенсивное излучение в абсолютном выражении, чем наблюдаемое от Солнца. Для "нормальных" звезд главной последовательности механизмы, производящие звездное радиоизлучение, такие же, как и механизмы, которые вызывают солнечное радиоизлучение. Однако излучение " радиозвезд " может проявлять существенно разные свойства по сравнению с Солнцем, и относительная важность различных механизмов может меняться в зависимости от свойств звезды, особенно в отношении размера и скорости вращения , последняя из которых в значительной степени определяет силу магнитного поля звезды . Известные примеры звездного радиоизлучения включают спокойное устойчивое излучение звездных хромосфер и корон , радиовсплески от вспыхивающих звезд , радиоизлучение от массивных звездных ветров и радиоизлучение, связанное с близкими двойными звездами . Звезды до главной последовательности, такие как звезды Т Тельца, также демонстрируют радиоизлучение посредством достаточно хорошо изученных процессов, а именно гиросихротронного и электронного циклотронного мазерного излучения.

Различные процессы радиоизлучения также существуют для некоторых звезд до главной последовательности , а также для звезд после главной последовательности, таких как нейтронные звезды . Эти объекты имеют очень высокие скорости вращения, что приводит к очень сильных магнитных полей, которые способны ускорять большие количества частиц высокообогащенного релятивистских скоростей. Особый интерес представляет тот факт, что до сих пор нет единого мнения о механизме когерентного радиоизлучения, ответственного за пульсары , который не может быть объяснен двумя хорошо установленными когерентными механизмами, обсуждаемыми здесь: эмиссия плазмы и эмиссия электронного циклотронного мазера. Предлагаемые механизмы радиоизлучения пульсаров включают излучение когерентной кривизны, излучение релятивистской плазмы, аномальное доплеровское излучение и излучение с линейным ускорением или мазерное излучение свободных электронов. Все эти процессы по-прежнему связаны с передачей энергии от движущихся электронов в излучение. Однако в этом случае электроны движутся почти со скоростью света, и дебаты вращаются вокруг того, какой процесс ускоряет эти электроны и как их энергия преобразуется в излучение.

использованная литература

дальнейшее чтение

• Радиоизлучение Солнца и Звезд , Далк, Джорджия (1985)
• Солнечная радиофизика: исследования излучения солнца на метровых волнах под редакцией Маклина, DJ и Лабрама, Н.Р. (1985)
• Радиофизика солнечной и космической погоды - Текущее состояние и будущие разработки под редакцией Гэри, Д.Е. и Келлера, К.У. (2004)
• Шестьдесят пять лет солнечной радиоастрономии: вспышки, корональные выбросы массы и связь Солнце-Земля. Пик М. и Вильмер Н. (2008)
• Когерентное излучение Мелроуз, DB (2009)