Solradioutslipp - Solar radio emission

Solradioutslipp refererer til radiobølger som naturlig produseres av solen , først og fremst fra de nedre og øvre lagene i atmosfæren som kalles henholdsvis kromosfæren og koronaen . Solen produserer radioutslipp gjennom fire kjente mekanismer, som hver opererer hovedsakelig ved å konvertere energien til elektroner i bevegelse til stråling. De fire utslippsmekanismene er termisk bremsstrahlung (fritt) emisjon, gyromagnetisk utslipp, plasmautslipp og elektron-syklotronmaseremisjon. De to første er usammenhengende mekanismer, noe som betyr at de er summeringen av stråling generert uavhengig av mange individuelle partikler. Disse mekanismene er først og fremst ansvarlige for de vedvarende "bakgrunn" -utslippene som sakte varierer etterhvert som strukturer i atmosfæren utvikler seg. De to sistnevnte prosessene er sammenhengende mekanismer, som refererer til spesielle tilfeller der stråling produseres effektivt ved et bestemt sett med frekvenser. Sammenhengende mekanismer kan produsere mye større lysstyrketemperaturer (intensiteter) og er først og fremst ansvarlige for de intense strålingene som kalles solradioutbrudd, som er biprodukter av de samme prosessene som fører til andre former for solaktivitet som solfakkler og koronale masseutstøtninger .

Historie og observasjoner

En collage av antenner fra forskjellige lavfrekvente radiointerferometri-teleskoper som brukes til å observere solen. Fra venstre til høyre, topp til bunn: Culgoora Radioheliograph, Clark Lake Radioheliograph, Guaribidanur Radioheliograph , Nancay Radioheliograph , Murchison Widefield Array og Low Frequency Array .

Radioemisjon fra solen ble først rapportert i den vitenskapelige litteraturen av Grote Reber i 1944. Det var observasjoner av 160 MHz frekvens (2 meter bølgelengde) mikrobølgeemisjon som kom fra kromosfæren . Den tidligste kjente observasjonen var imidlertid i 1942 under andre verdenskrig av britiske radaroperatører som oppdaget et intens lavfrekvent solradioutbrudd; at informasjon ble holdt hemmelig som potensielt nyttig for å unngå fiendens radar, men ble senere beskrevet i et vitenskapelig tidsskrift etter krigen. En av de mest betydningsfulle funnene fra tidlige solradioastronomer som Joseph Pawsey var at Solen produserer mye mer radioutslipp enn forventet fra standard svart kroppsstråling . Forklaringen på dette ble foreslått av Vitaly Ginzburg i 1946, som antydet at termisk bremsstrahlung-utslipp fra en million-graders korona var ansvarlig. Eksistensen av slike usedvanlig høye temperaturer i koronaen hadde tidligere blitt indikert av optiske spektroskopiobservasjoner , men ideen forble kontroversiell til den senere ble bekreftet av radiodataene.

Før 1950 ble observasjoner hovedsakelig utført ved bruk av antenner som registrerte intensiteten til hele solen med en enkelt radiofrekvens. Observatører som Ruby Payne-Scott og Paul Wild brukte samtidige observasjoner på mange frekvenser for å finne ut at begynnelsen av radiosurger varierte avhengig av frekvens, noe som tyder på at radiosurger var relatert til forstyrrelser som forplanter seg utover, bort fra solen, gjennom forskjellige lag plasma med forskjellige tettheter. Disse funnene motiverte utviklingen av radiospektrografer som var i stand til kontinuerlig å observere solen over en rekke frekvenser. Denne typen observasjon kalles et dynamisk spektrum , og mye av terminologien som brukes for å beskrive solradioutslipp, relaterer seg til funksjoner observert i dynamiske spektre, for eksempel klassifisering av solradioutbrudd. Eksempler på dynamiske spektre er vist nedenfor i radio burst -delen. Bemerkelsesverdige samtidige solradiospektrografer inkluderer Radio Solar Telescope Network , e-CALLISTO-nettverket og WAVES-instrumentet ombord på Wind- romfartøyet .

Radiospektrografier produserer imidlertid ikke bilder, og derfor kan de ikke brukes til å lokalisere funksjoner romlig. Dette kan gjøre det svært vanskelig å forstå hvor en bestemt komponent i solradioutslippet kommer fra og hvordan det forholder seg til funksjoner sett ved andre bølgelengder. Å produsere et radiobilde av Solen krever et interferometer, som i radioastronomi betyr en rekke mange teleskoper som fungerer sammen som et enkelt teleskop for å produsere et bilde. Denne teknikken er en undertype av interferometri kalt blenderåpning . Fra og med 1950 -tallet ble det utviklet en rekke enkle interferometre som kunne gi begrenset sporing av radiosurger. Dette inkluderte også oppfinnelsen av sjøinterferometri , som ble brukt til å knytte radioaktivitet til solflekker .

Rutinemessig avbildning av radioen Sun begynte i 1967 med igangsetting av Culgoora radioheliograf, som opererte til 1986. En radioheliograf er ganske enkelt et interferometer som er dedikert til å observere solen. I tillegg til Culgoora inkluderer bemerkelsesverdige eksempler Clark Lake Radioheliograph, Nançay Radioheliograph , Nobeyama Radioheliograph , Gauribidanur Radioheliograph , Siberian Radioheliograph og Chinese Spectral Radioheliograph. I tillegg kan interferometre som brukes til andre astrofysiske observasjoner også brukes til å observere solen. Generelle radioteleskoper som også utfører solobservasjoner inkluderer Very Large Array , Atacama Large Millimeter Array , Murchison Widefield Array og Low-Frequency Array . Collagen ovenfor viser antenner fra flere lavfrekvente radioteleskoper som ble brukt til å observere solen.

Mekanismer

Alle prosessene beskrevet nedenfor produserer radiofrekvenser som er avhengige av egenskapene til plasmaet hvor strålingen kommer fra, spesielt elektrontetthet og magnetfeltstyrke . To plasmafysiske parametere er spesielt viktige i denne sammenhengen:

Den elektron plasma frekvens ,

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

( 1 )

og elektronens gyrofrekvens ,

${\ displaystyle f_ {B} = {\ frac {eB} {2 \ pi {} m_ {e} c}} \ ca 2.8B ~ {\ textrm {MHz}}}$

( 2 )

hvor er elektrontettheten i cm ⁻³ , er magnetfeltstyrken i Gauss (G), er elektronladningen , er elektronmassen og er lysets hastighet . De relative størrelsene til disse to frekvensene avgjør i stor grad hvilken utslippsmekanisme som vil dominere i et bestemt miljø. For eksempel dominerer høyfrekvent gyromagnetisk utslipp i kromosfæren , hvor magnetfeltstyrkene er relativt store, mens lavfrekvente termisk bremsstråling og plasmaemisjon dominerer i koronaen , hvor magnetfeltstyrker og tettheter generelt er lavere enn i kromosfæren . På bildene nedenfor er de to første til venstre dominert av gyromagnetisk utslipp fra kromosfæren, overgangsregionen og lavkorona, mens de tre bildene til høyre domineres av termisk bremsstråling fra korona, med lavere frekvenser som genereres i større høyder over overflaten. ${\ displaystyle n_ {e}}$${\ displaystyle B}$${\ displaystyle e}$${\ displaystyle m_ {e}}$${\ displaystyle c}$

Solen sett i radiobølger fra 17 GHz ned til 80 MHz. Fra venstre til høyre ble observasjonene registrert av Nobeyama Radioheliograph (NoRH), Very Large Array (VLA), Nançay Radioheliograph (NRH) og Murchison Widefield Array (MWA). De solide sirklene i de tre bildene til høyre tilsvarer størrelsen på solen sett i synlig lys.

Termisk bremsestråling

Bremsstrahlung -utslipp, fra den tyske "bremsestrålingen", refererer til elektromagnetiske bølger som produseres når en ladet partikkel akselererer og noe av kinetisk energi omdannes til stråling. Thermal bremsstrahlung refererer til stråling fra et plasma i termisk likevekt og drives hovedsakelig av Coulomb -kollisjoner der et elektron avbøyes av det elektriske feltet til et ion . Dette blir ofte referert til som fri-fri utslipp for et fullt ionisert plasma som solcorona fordi det innebærer kollisjoner av "frie" partikler, i motsetning til elektroner som overgår mellom bundne tilstander i et atom. Dette er hovedkilden til bakgrunnsutslipp fra hvile fra koronaen, der hvilemiddel betyr utenfor radiostoppperioder.

Radiofrekvensen for bremsstrahlungemisjon er relatert til plasmas elektrontetthet gjennom elektronplasmafrekvensen ( ) fra ligning 1 . Et plasma med tetthet kan bare produsere utslipp ved eller under det tilsvarende . Tettheten i koronaen minker vanligvis med høyden over den synlige "overflaten", eller fotosfæren , noe som betyr at lavere frekvensutslipp produseres høyere i atmosfæren, og solen ser større ut ved lavere frekvenser. Denne typen emisjon er mest fremtredende under 300 MHz på grunn av typiske koronaltettheter, men spesielt tette strukturer i korona og kromosfæren kan generere bremsstråling med frekvenser i GHz -området. ${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle n_ {e}}$${\ displaystyle f_ {p}}$

Gyromagnetisk utslipp

Gyromagnetisk utslipp produseres også fra den kinetiske energien til en ladningspartikkel, vanligvis et elektron . Imidlertid får et eksternt magnetfelt i dette tilfellet partikkels bane til å utvise en spiral gyromotion, noe som resulterer i en sentripetal akselerasjon som igjen produserer de elektromagnetiske bølgene . Ulike terminologi brukes for det samme grunnleggende fenomenet, avhengig av hvor raskt partikkelen spiraler rundt magnetfeltet, noe som skyldes den forskjellige matematikken som kreves for å beskrive fysikken. Gyroresonansemisjon refererer til lavere, ikke- relativistiske hastigheter og kalles også magneto-bremsstrahlung eller cyclotron- utslipp. Gyrosykrotron tilsvarer det mildt relativistiske tilfellet, hvor partiklene roterer med en liten, men betydelig brøkdel av lyshastigheten, og synkrotronemisjon refererer til det relativistiske tilfellet der hastighetene nærmer seg lysets.

Gyroresonans og gyrosynkrotron er de viktigste i solsammenheng, selv om det kan være spesielle tilfeller der synkrotronemisjon også fungerer. For enhver undertype forekommer gyromagnetisk utslipp nær elektrongyrofrekvensen ( ) fra ligning 2 eller en av dens harmoniske . Denne mekanismen dominerer når magnetfeltstyrkene er store slik at > . Dette er hovedsakelig sant på kromosfæren , der gyroresonansemisjon er den primære kilden til stille (ikke-burst) radioemisjon, som produserer mikrobølgestråling i GHz-området. Gyroresonansemisjon kan også observeres fra de tetteste strukturene i koronaen , hvor den kan brukes til å måle styrken til det koronale magnetfeltet. Gyrosynchrotron -utslipp er ansvarlig for visse typer mikrobølgeradio -utbrudd fra kromosfæren og er sannsynligvis også ansvarlig for visse typer koronale radioutbrudd. ${\ displaystyle f_ {B}}$${\ displaystyle f_ {B}}$${\ displaystyle f_ {p}}$

Plasmautslipp

Flytdiagram som beskriver stadiene av plasmautslipp, som er ansvarlig for de fleste typer solradioutbrudd. I solkonteksten akselereres elektronstrålen enten ved magnetisk tilkobling eller en sjokkbølge . Tilpasset fra diagrammet av Donald Melrose

Plasmautslipp refererer til et sett med relatert prosess som delvis konverterer energien fra Langmuir -bølger til stråling. Det er den vanligste formen for sammenhengende radioutslipp fra solen og er generelt akseptert som utslippsmekanisme for de fleste typer solradioutbrudd, som kan overstige bakgrunnsstrålingsnivået med flere størrelsesordner i korte perioder. Langmuir -bølger , også kalt elektronplasmabølger eller ganske enkelt plasmasvingninger , er elektrontetthetsoscillasjoner som oppstår når et plasma forstyrres slik at en populasjon av elektroner forskyves i forhold til ionene. Når de er fordrevet, trekker Coloumb -kraften elektronene tilbake mot og til slutt forbi ionene, noe som fører dem til å svinge frem og tilbake.

Langmuir-bølger produseres i solkoronaen av en plasma ustabilitet som oppstår når en stråle av ikke-termiske (raskt bevegelige) elektroner beveger seg gjennom det omgivende plasmaet. Elektronstrålen kan akselereres enten ved magnetisk tilkobling , prosessen som ligger til grunn for solfakler eller ved en sjokkbølge , og disse to grunnleggende prosessene opererer i forskjellige sammenhenger for å produsere forskjellige typer solradioutbrudd. Ustabiliteten som genererer Langmuir-bølger er ustabiliteten med to strømmer , som også kalles strålen eller bump-on-tail ustabilitet i tilfeller som dette hvor en elektronstråle injiseres i et plasma, og skaper en "bump" på høy- energihale for plasmaets partikkelhastighetsfordeling. Denne støt letter eksponentiell Langmuir -bølgevekst i det omgivende plasma gjennom overføring av energi fra elektronstrålen til spesifikke Langmuir -bølgemoduser. En liten brøkdel av Langmuir -bølgeenergien kan deretter konverteres til elektromagnetisk stråling gjennom interaksjoner med andre bølgemoduser, nemlig ionelydbølger . Et flytdiagram over plasmautslippstrinnene er vist til høyre.

Avhengig av disse bølgeinteraksjonene kan det oppstå koherente radioemisjoner ved den grunnleggende elektronplasmafrekvensen ( ; ligning 1 ) eller dens harmoniske (2 ). Utslipp på blir ofte referert til som grunnleggende plasmautslipp , mens utslipp ved 2 kalles harmonisk plasmautslipp . Denne skillet er viktig fordi de to typene har forskjellige observerte egenskaper og innebærer forskjellige plasmaforhold. For eksempel viser grunnleggende plasmautslipp en mye større sirkulær polarisasjonsfraksjon og stammer fra plasma som er fire ganger tettere enn harmonisk plasmautslipp. ${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {p}}$

Elektron-syklotronmaser-utslipp

Den siste, og minst vanlige, solradioemisjonsmekanismen er elektron-syklotronmaseremisjon (ECME). Maser er et akronym for "mikrobølge amplifikasjon ved stimulert stråling", som opprinnelig refererte til en laboratorieenhet som kan produsere intens stråling med en bestemt frekvens gjennom stimulert utslipp . Stimulert utslipp er en prosess der en gruppe atomer flyttes til høyere energinivåer (over termisk likevekt ) og deretter stimuleres til å frigjøre den ekstra energien samtidig. Slike populasjonsinversjoner kan oppstå naturlig for å produsere astrofysiske masere , som er kilder til veldig intens stråling av spesifikke spektrale linjer .

Elektron-syklotronmaser-utslipp involverer imidlertid ikke befolkningsinversjoner av atomnivåer. Begrepet maser ble vedtatt her som en analogi er litt av en misvisende navn . I ECME gir injeksjon av ikke-termiske, semi-relativistiske elektroner i et plasma en populasjonsinversjon som er analog med en maser i den forstand at en høyenergipopulasjon ble lagt til en likevektsfordeling. Dette ligner veldig på begynnelsen av plasmautslippsprosessen beskrevet i forrige avsnitt, men når plasmatettheten er lav og/eller magnetfeltstyrken er høy slik at > (ligning 1 og 2 ), kan energi fra de ikke -termiske elektronene ikke effektivt konverteres til Langmuir -bølger. Dette fører i stedet til direkte utslipp via en plasma ustabilitet som uttrykkes analytisk som en negativ absorpsjonskoeffisient (dvs. positiv vekstrate) for en bestemt partikkelfordeling, mest kjent som tap-kjegle-fordelingen. ECME er den aksepterte mekanismen for mikrobølgeovnpist fra kromosfæren og påkalles noen ganger for å forklare trekk ved koronale radiosprekk som ikke kan forklares med plasmastråling eller gyrosynkrotronemisjon. ${\ displaystyle f_ {B}}$${\ displaystyle f_ {p}}$${\ displaystyle f_ {B}}$

Magnetionisk teori og polarisering

Magnetionisk teori beskriver forplantningen av elektromagnetiske bølger i miljøer der et ionisert plasma utsettes for et eksternt magnetfelt, for eksempel solcorona og jordens ionosfære . Koronaen blir vanligvis behandlet med den "kalde plasmatilnærmingen", som antar at bølgenes karakteristiske hastigheter er mye raskere enn plasmapartiklenes termiske hastigheter. Denne antagelsen lar termiske effekter bli neglisjert, og de fleste tilnærminger ignorerer også ionenes bevegelser og antar at partiklene ikke interagerer gjennom kollisjoner.

Under disse tilnærmingene inkluderer spredningsligningen for elektromagnetiske bølger to friromsmoduser som kan unnslippe plasmaet som stråling (radiobølger). Disse kalles de vanlige ( ) og ekstraordinære ( ) modusene. Den vanlige modusen er "vanlig" i den forstand at plasmasvaret er det samme som om det ikke var noe magnetfelt, mens -modusen har en noe annen brytningsindeks. Viktigere er at hver modus er polarisert i motsatte sanser som er avhengige av vinkelen i forhold til magnetfeltet. En kvasi-sirkulær tilnærming gjelder generelt, i så fall er begge modusene 100% sirkulært polarisert med motsatte sanser. ${\ displaystyle o}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle x}$

De - og -modes produseres med forskjellige hastigheter avhengig av utslippsmekanismen og plasmaparametere, noe som fører til en netto sirkulær polarisasjon signal. For eksempel favoriserer termisk bremsstrahlung -modusen litt , mens plasmautslipp favoriserer -modusen sterkt . Dette gjør sirkulær polarisering til en ekstremt viktig egenskap for studier av solradioutslipp, da den kan brukes til å forstå hvordan strålingen ble produsert. Selv om sirkulær polarisering er mest utbredt i solradioobservasjoner, er det også mulig å produsere lineære polarisasjoner under visse omstendigheter. Tilstedeværelsen av intense magnetfelt fører imidlertid til Faraday-rotasjon som forvrenger lineært polariserte signaler, noe som gjør dem ekstremt vanskelige eller umulige å oppdage. Imidlertid er det mulig å oppdage lineært polariserte bakgrunnsastrofysiske kilder som er okkult av koronaen, i så fall kan virkningen av Faraday-rotasjon brukes til å måle styrken til det koronale magnetfeltet. ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$

Formeringseffekter

Utseendet til solradioutslipp, spesielt ved lave frekvenser, er sterkt påvirket av forplantningseffekter. En forplantningseffekt er alt som påvirker banen eller tilstanden til en elektromagnetisk bølge etter at den er produsert. Disse effektene er derfor avhengig av hvilke medier bølgen passerte gjennom før de ble observert. De mest dramatiske virkningene av solradioutslipp skjer i koronaen og i jordens ionosfære . Det er tre hovedvirkninger: brytning, spredning og moduskobling.

Brytning er bøyningen av lysets vei når den kommer inn i et nytt medium eller passerer gjennom et materiale med varierende tetthet. Tettheten av koronaen minker vanligvis med avstanden fra solen, noe som får radiobølger til å brytes mot den radiale retningen. Når solradioutslipp kommer inn i Jordens ionosfære, kan brytning også forvride kildens tilsynelatende plassering alvorlig, avhengig av synsvinkelen og ionosfæriske forhold. De - og -modes diskuteres i foregående avsnitt har også noe forskjellige brytningsindekser , som kan føre til separasjon av de to modi. ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$

Motstykket til brytning er refleksjon . En radiobølge kan reflekteres i solatmosfæren når den møter et område med særlig høy tetthet sammenlignet med der den ble produsert, og slike refleksjoner kan oppstå mange ganger før en radiobølge unnslipper atmosfæren. Denne prosessen med mange påfølgende refleksjoner kalles spredning , og den har mange viktige konsekvenser. Spredning øker den tilsynelatende størrelsen på hele solen og kompakte kilder i den, som kalles vinkelutvidelse . Spredning øker kjeglevinkelen som det kan observeres riktede utslipp over, noe som til og med kan gjøre det mulig å observere lavfrekvente radioutbrudd som oppstod på solsiden. Fordi fibrene med høy tetthet som først og fremst er ansvarlige for spredning ikke er tilfeldig justert og generelt er radielle, kan tilfeldig spredning mot dem også systematisk forskyve den observerte plasseringen av et radiosurf til en større høyde enn der den faktisk ble produsert. Til slutt har spredning en tendens til å depolarisere utslipp og er sannsynligvis grunnen til at radiobrudd ofte viser mye lavere sirkulære polarisasjonsfraksjoner enn standardteorier forutsier.

Moduskopling angir polarisasjonstilstanden endringer av - og -modes i respons til forskjellige plasmabetingelser. Hvis en radiobølge passerer gjennom et område der magnetfeltretningen er nesten vinkelrett på kjøreretningen, som kalles et kvasi-tverrgående område, kan polariseringstegnet (dvs. venstre eller høyre; positivt eller negativt) vende avhengig av radioen frekvens og plasmaparametere. Dette konseptet er avgjørende for å tolke polarisasjonsobservasjoner av solbølger, og kan også være viktig for visse lavfrekvente radioutbrudd. ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle o}$

Solradio brister

Solradioutbrudd er korte perioder der solens radioutslipp er forhøyet over bakgrunnsnivået. De er signaturer av de samme underliggende fysiske prosessene som fører til de mer kjente former for solaktivitet som solflekker , solfakkler og koronale masseutstøtninger . Radiobrudd kan overskride bakgrunnsstrålingsnivået bare litt eller med flere størrelsesordener (f.eks. 10 til 10 000 ganger) avhengig av en rekke faktorer som inkluderer mengden energi som frigjøres, plasmaparametrene til kildeområdet, visningsgeometrien, og mediumene som strålingen spredte seg til før den ble observert. De fleste typer solradioutbrudd produseres av plasmautslippsmekanismen som opererer i forskjellige sammenhenger, selv om noen er forårsaket av (gyro) synkrotron og/eller elektron-cyklotronmaserutslipp.

Solradioutbrudd av type I, II og III sett i dynamiske spektrumobservasjoner fra Learmonth Solar radiospektrograf. Fargen tilsvarer intensiteten. De helt horisontale funksjonene sett ved spesifikke frekvenser tilsvarer radiofrekvensforstyrrelser fra menneskeskapte kilder.

Solradioutbrudd er i stor grad klassifisert basert på hvordan de vises i dynamiske spektrumobservasjoner fra radiospektrografer. De tre første typene, vist på bildet til høyre, ble definert av Paul Wild og Lindsay McCready i 1950 ved bruk av de tidligste radiospektrografiske observasjonene av metriske (lavfrekvente) utbrudd. Denne klassifiseringsordningen er hovedsakelig basert på hvordan en bursts frekvens driver over tid. Typene IV og V ble lagt til i løpet av få år etter de tre første, og en rekke andre typer og undertyper har siden blitt identifisert.

Type I

Type I-utbrudd er strålingstopper som varer rundt ett sekund og forekommer over et relativt smalt frekvensområde ( ) med liten eller ingen merkbar drift i frekvens. De har en tendens til å forekomme i grupper som kalles støyformer som ofte er lagt over forbedret kontinuum (bredspektret) utslipp med samme frekvensområde. Selv om hver enkelt type I -burst ikke driver i frekvens, kan en kjede av type I -burst i en støyform sakte drive fra høyere til lavere frekvenser i løpet av få minutter. Støystormer kan vare fra timer til uker, og de observeres vanligvis ved relativt lave frekvenser mellom 50 og 500 MHz. ${\ displaystyle \ Delta {} f/f \ ca 0,025}$

Støystormer er forbundet med aktive regioner . Aktive områder er regioner i solens atmosfære med høy konsentrasjon av magnetiske felt, og de omfatter en sunspot ved deres base i den foto , bortsett fra i de tilfeller hvor det magnetiske felt er forholdsvis svak. Foreningen med aktive regioner har vært kjent i flere tiår, men forholdene som kreves for å produsere støystormer er fortsatt mystiske. Ikke alle aktive regioner som produserer andre former for aktivitet som fakkel, genererer støystormer, og i motsetning til andre typer solradioutbrudd, er det ofte vanskelig å identifisere ikke-radiosignaturer av type I-utbrudd.

Utslippsmekanismen for type I -utbrudd er generelt avtalt å være grunnleggende plasmautslipp på grunn av de høye sirkulære polarisasjonsfraksjonene som ofte observeres. Imidlertid er det ingen enighet om hvilken prosess som akselererer elektronene som trengs for å stimulere plasmautslipp. De ledende ideene er mindre magnetiske gjenoppkoblingshendelser eller sjokkbølger drevet av oppadgående bølger. Siden år 2000 har forskjellige magnetiske tilkoblingsscenarier generelt blitt begunstiget. Ett scenario innebærer gjenkobling mellom de åpne og lukkede magnetfeltene ved grensene til aktive regioner, og et annet involverer bevegelige magnetiske trekk i fotosfæren.

Type II

Type II -bursts viser en relativt langsom drift fra høye til lave frekvenser på rundt 1 MHz per sekund, vanligvis i løpet av noen få minutter. De viser ofte to forskjellige utslippsbånd som tilsvarer grunnleggende og harmonisk plasmautslipp som kommer fra samme region. Type II -utbrudd er assosiert med koronale masseutstøtninger (CME) og produseres ved forkanten av en CME, der en sjokkbølge akselererer elektronene som er ansvarlige for å stimulere plasmautslipp. Frekvensen driver fra høyere til lavere verdier fordi den er avhengig av elektrontettheten , og sjokket forplanter seg utover fra solen gjennom lavere og lavere tettheter. Ved å bruke en modell for solens atmosfæriske tetthet, kan frekvensdriftshastigheten deretter brukes til å estimere hastigheten på sjokkbølgen. Denne øvelsen resulterer vanligvis i hastigheter på rundt 1000 km/s, som samsvarer med CME -sjokk bestemt av andre metoder.

Selv om plasmautslipp er den aksepterte mekanismen, viser ikke type II -utbrudd betydelige mengder sirkulær polarisering, slik man kan forvente av standard plasmautslippsteori. Årsaken til dette er ukjent, men en ledende hypotese er at polarisasjonsnivået undertrykkes av spredningseffekter knyttet til å ha et inhomogent magnetfelt nær et magnetohydrodynamisk sjokk. Type II -utbrudd viser noen ganger fine strukturer som kalles fiskebensutbrudd som kommer fra hovedutbruddet, slik det vises i et dynamisk spekter, og strekker seg til lavere frekvenser. Sildebensstrukturer antas å skyldes sjokk-akselererte elektroner som klarte å rømme langt utover sjokkområdet for å opphisse Langmuir-bølger i plasma med lavere tetthet enn det primære burst-området.

Type III

I likhet med type II -utbrudd, driver også type III -er fra høye til lave frekvenser og tilskrives mye plasma -utslippsmekanismen. Imidlertid driver bursts av type III mye raskere, rundt 100 MHz per sekund, og må derfor relateres til forstyrrelser som beveger seg raskere enn sjokkbølgene som er ansvarlige for Type IIs. Type III -utbrudd er assosiert med elektronstråler som akselereres til små brøkdeler av lyshastighet ( 0,1 til 0,3 c) ved magnetisk gjenkobling , prosessen som er ansvarlig for solfakler . På bildet nedenfor viser fargekonturkjeden plasseringene til tre type III -utbrudd ved forskjellige frekvenser. Utviklingen fra fiolett til rød tilsvarer banene til elektronstråler som beveger seg bort fra solen og spennende lavere og lavere frekvensplasmautslipp når de støter på lavere og lavere tettheter. Gitt at de til slutt er forårsaket av magnetisk ny tilkobling, er Type III sterkt forbundet med røntgenbluss og blir faktisk observert under nesten alle store bluss. Imidlertid viser små til moderate røntgenstråler ikke alltid type III-utbrudd og omvendt på grunn av de noe forskjellige forholdene som kreves for at høy- og lavenergiutslipp skal produseres og observeres. ${\ displaystyle \ approx}$

Murchison Widefield Array -bilder av bakgrunnsstråling ved 240 MHz (gråtoner) med fargekonturer som viser type III -utbrudd ved en rekke frekvenser. Utbruddene er hundrevis av ganger lysere enn bakgrunnen, og konturene med lavere frekvens vises i større høyder fordi utbruddene produseres av en elektronstråle som beveger seg vekk fra solen, spennende radioemisjon av synkende frekvens med økende avstand.

Type III -utbrudd kan forekomme alene, i små grupper eller i kjeder referert til som type III -stormer som kan vare mange minutter. De er ofte delt inn i to typer, koronale og interplanetære type III -utbrudd. Coronal refererer til saken der en elektronstråle beveger seg i koronaen innenfor noen få solradier av fotosfæren . De starter vanligvis ved frekvenser på 100 -MHz og driver ned til 10 -MHz i løpet av noen få sekunder. Elektronstrålene som stimulerer stråling beveger seg langs spesifikke magnetfeltlinjer som kan være lukket eller åpne for interplanetarisk rom. Elektronstråler som slipper ut i interplanetarisk rom kan opphisse Langmuir -bølger i solvindplasmaet for å produsere interplanetære type III -utbrudd som kan strekke seg ned til 20 kHz og under for stråler som når 1 astronomisk enhet og utover. De svært lave frekvensene av interplanetariske utbrudd er under ionosfærens grenseverdi ( 10 MHz), noe som betyr at de er blokkert av jordens ionosfære og bare kan observeres fra verdensrommet. ${\ displaystyle \ approx}$

Direkte, in situ observasjoner av elektronene og Langmuir bølger (plasmasvingningene) forbundet med interplanetariske Type III sprekker er blant de viktigste delene av bevis for plasmaemisjon teorien av solenergi radioskurer. Utbrudd av type III viser moderate nivåer av sirkulær polarisering, vanligvis mindre enn 50%. Dette er lavere enn forventet fra plasmautslipp og skyldes sannsynligvis depolarisering fra spredning på grunn av tetthetsinhomogeniteter og andre forplantningseffekter.

Type IV

Type IV bursts er pigger av bredbåndet kontinuum utslipp som omfatter et par adskilte sub-typer i forbindelse med forskjellige fenomener og forskjellige utslipps mekanismer. Den første typen som ble definert var den bevegelige type IV -burst, som krever avbildningsobservasjoner (dvs. interferometri) for å oppdage. De er preget av en utadgående kontinuumskilde som ofte går foran en type II-burst i forbindelse med en koronal masseutkastning (CME). Utslippsmekanismen for type IV-utbrudd tilskrives vanligvis gyrosynkrotronemisjon, plasmautslipp eller en kombinasjon av begge som skyldes hurtigbevegelige elektroner fanget i magnetfeltene til et utbrudd av CME.

Stasjonære type IV -utbrudd er mer vanlige og er ikke assosiert med CME -er. De er bredbåndskontinuumutslipp assosiert enten med solfakkel eller type I-utbrudd. Blussassosierte type IV-utbrudd kalles også flare continuum bursts, og de begynner vanligvis ved eller kort tid etter en fakkels impulsive fase. Større bluss inkluderer ofte en stormkontinuumfase som følger etter blusskontinuumet. Stormkontinuumet kan vare fra timer til dager og kan overgå til en vanlig type I-støyform i hendelser med lang varighet. Både bluss- og stormkontinuum Type IV -utbrudd tilskrives plasmautslipp, men stormkontinuumet viser mye større grader av sirkulær polarisering av årsaker som ikke er helt kjent.

Type V

Type V -utbrudd er de minst vanlige av standard 5 -typene. De er kontinuumutslipp som varer fra ett til noen få minutter umiddelbart etter en gruppe type III -utbrudd, som vanligvis forekommer under rundt 120 MHz. Type V antas generelt å være forårsaket av harmonisk plasmautslipp assosiert med samme strømmer av elektroner som er ansvarlige for de tilhørende type III -utbruddene. De viser noen ganger betydelige posisjonelle forskyvninger fra type III -utbruddene, noe som kan skyldes at elektronene beveger seg langs noe forskjellige magnetfeltstrukturer. Type V-bursts vedvarer mye lenger enn Type III-er fordi de er drevet av en langsommere og mindre kollimert elektronpopulasjon, som gir større båndemisjon og også fører til en reversering i det sirkulære polarisasjonstegnet fra det til de tilhørende Type III-burstene pga. til den forskjellige Langmuir -bølgedistribusjonen. Selv om plasmautslipp er den allment aksepterte mekanismen, har det også blitt foreslått utslipp av elektron-syklotronmaser.

Andre typer

I tillegg til de klassiske fem typene, er det en rekke andre typer solradioutbrudd. Disse inkluderer variasjoner av standardtypene, fin struktur i en annen type og helt forskjellige fenomener. Varianteksempler inkluderer bursts av type J og U, som er bursts av type III som frekvensdriften reverserer for å gå fra lavere til høyere frekvenser, noe som tyder på at en elektronstråle først reiste bort og deretter tilbake mot solen langs en lukket magnetfeltbane. Fine strukturbrudd inkluderer sebramønstre og fiberbrudd som kan observeres i type IV -bursts, sammen med sildebensutbruddene som noen ganger følger med Type II -er. Type S -bursts, som bare varer millisekunder, er et eksempel på en distinkt klasse. Det finnes også en rekke høyfrekvente mikrobølgeutbruddstyper, for eksempel mikrobølgeovn type IV-utbrudd, impulsive utbrudd, etterbrudd og piggbrudd.

Radioutslipp fra andre stjerner

På grunn av sin nærhet til jorden, er solen den lyseste kilden til astronomiske radioutslipp. Men selvfølgelig produserer andre stjerner også radioemisjon og kan produsere mye mer intens stråling i absolutte termer enn det som observeres fra solen. For "normale" hovedsekvensstjerner er mekanismene som produserer stjerners radioutslipp de samme som de som produserer solradioemisjon. Utslipp fra " radiostjerner " kan imidlertid ha vesentlig forskjellige egenskaper sammenlignet med solen, og den relative betydningen av de forskjellige mekanismene kan endres avhengig av stjernens egenskaper, spesielt med hensyn til størrelse og rotasjonshastighet , hvorav sistnevnte i stor grad bestemmer styrken til en stjernes magnetfelt . Kjente eksempler på fremragende radiostråling omfatter hvile jevn emisjon fra fremragende chromospheres og Coronae , radioskurer fra fakkel stjerner , radiostråling fra massive vinder , og radio utslipp forbundet med nære binære stjerner . Pre-hovedsekvensstjerner som T Tauri- stjerner viser også radioemisjon gjennom rimelig godt forståtte prosesser, nemlig gyrosykrotron- og elektronsyklotronmaseremisjon.

Forskjellige radioutslippsprosesser eksisterer også for visse stjerner med pre-hovedsekvens , sammen med post-hovedsekvensstjerner som nøytronstjerner . Disse objektene har svært høye rotasjonshastigheter, noe som fører til svært intense magnetfelt som er i stand til å akselerere store mengder partikler til svært relativistiske hastigheter. Spesielt interessant er det faktum at det ennå ikke er enighet om den koherente radioemisjonsmekanismen som er ansvarlig for pulsarer , noe som ikke kan forklares med de to veletablerte koherente mekanismene som diskuteres her, plasmaemisjon og elektroncyklotronmaseremisjon. Foreslåtte mekanismer for pulsarradioutslipp inkluderer koherent krumningsemisjon, relativistisk plasmautslipp, unormal doppleremisjon og lineær akselerasjonsemisjon eller frielektronmaseremisjon. Alle disse prosessene involverer fortsatt overføring av energi fra elektroner i bevegelse til stråling. Imidlertid beveger elektronene seg i nesten lysets hastighet, og debatten dreier seg om hvilken prosess som akselererer disse elektronene og hvordan energien deres omdannes til stråling.

Referanser

Videre lesning

• Radioemisjon fra solen og stjernene av Dulk, GA (1985)
• Solradiofysikk: studier av utslipp fra solen ved meterbølgelengder redigert av McLean, DJ og Labrum, NR (1985)
• Solar and Space Weather Radiophysics - Current Status and Future Developments redigert av Gary, DE og Keller, CU (2004)
• Seksti-fem år med solradioastronomi: bluss, koronale masseutstøtninger og sol-jordforbindelse av Pick, M. og Vilmer, N. (2008)
• Coherent Emission av Melrose, DB (2009)