وبلاگ

تلاطم چگالی در تاج خورشیدی و باد خورشیدی از طریق خواص انفجارهای رادیویی خورشیدی مشهود است. پراکندگی-گسترش زاویه ای منابع رادیویی فراخورشیدی که از طریق اتمسفر خورشیدی مشاهده می شود و می تواند در محل در باد خورشیدی اندازه گیری شود. یک مدل آشفتگی چگالی قابل دوام باید به طور همزمان هر سه نوع مشاهدات نوسانات چگالی را توضیح دهد.

انفجارهای رادیویی خورشیدی (مثلاً نوع I، II، III) که کمتر از 1 گیگاهرتز مشاهده می‌شوند، عمدتاً توسط مکانیسم‌های پلاسما در فرکانس‌های نزدیک به فرکانس پلاسما محلی یا دوگانه آن (هارمونیک) تولید می‌شوند و بنابراین به‌ویژه تحت تأثیر پراکندگی امواج رادیویی قرار می‌گیرند. در تاج، به طوری که اندازه ها، موقعیت ها، ویژگی های زمانی مشاهده شده “مشخص” هستند و به طور قابل توجهی با ویژگی های منبع انتشار متفاوت هستند. اگرچه این یک چالش برای مشاهدات رادیویی خورشیدی است، اما همچنین به عنوان یک ابزار تشخیصی منحصر به فرد برای تعیین اینکه چگونه نوسانات چگالی از خورشید تا 1 au متفاوت است عمل می کند.

کنتر و دیگران. (2023) تعداد زیادی انتشار امواج رادیویی در شبیه سازی های پلاسمای آشفته بین 0.1 R انجام داده اند._آفتاب و 1au و ما نتایج را در پرتو مجموعه بسیار قابل توجهی از مشاهدات خورشیدی منتشر شده در ادبیات منتشر شده در مورد فواصل از تاج پایین تا 1 au در نظر می گیریم (شکل 1). مقایسه مشاهدات با شبیه سازی اجازه می دهد تا مشخصات چگالی ناهمسانگرد استنباط شود (شکل 2).

شکل 1: انفجار رادیویی خورشیدی 1/e تضعیف (سمت چپ) برابر فرکانس، اندازه منبع FWHM (مرکز)، موقعیت منبع (راست) برای انتشار اساسی. شبیه سازی ها برای پروفیل آشفتگی (شکل 2) ضرب در ضرایب انجام شد. [1/2, 2] (منطقه خاکستری) و مقادیر پارامتر ناهمسانگردی α = [0.19, 0.25, 0.33, 0.42]. برای جزئیات مراجعه کنید کنتر و دیگران. (2023).

شکل 2: سمت چپ: دامنه نوسانات چگالی مقیاس داخلی که برای توضیح مشاهدات شکل (1) استفاده می شود. ناحیه خاکستری محدوده را نشان می دهد [1/2,2] مانند شکل 1. خط چین رابطه <δn را نشان می دهد_من² > = 2 × 10⁷ (r/R_آفتاب-1)^-3.7. نقاط داده سیاه و قرمز به ترتیب با مفروضات انتشار اساسی و هارمونیک مطابقت دارند. سمت راست: مانند پانل سمت چپ، اما تقسیم بر چگالی عدد پلاسما n².

شکل 3: گسترش زاویه ای منابع رادیویی (چپ) و طیف فرکانس نوسانات چگالی P(f) اندازه گیری شده در 1au (راست). منطقه خاکستری توسط مدل نوسان چگالی در شکل 2 پیش بینی شده است.

کوتاه‌ترین پروفیل‌های زمان شراره‌های خورشیدی، اندازه منبع و موقعیت‌ها عمدتاً توسط اثرات انتشار (عمدتاً پراکندگی ناهمسانگرد) به جای خواص ذاتی منبع انتشار رادیویی تعیین می‌شوند. دانش دقیق از فرآیند پراکندگی راه را برای جدا کردن اثرات پراکندگی از مشاهدات و در نتیجه محدود کردن بهتر خواص ذاتی منابع انفجار رادیویی خورشیدی هموار می‌کند. از آنجایی که اندازه‌های منفرد و زمان‌های فروپاشی معمولاً دقیق‌تر از گسترش در اندازه‌گیری‌های چند منبعی اندازه‌گیری می‌شوند، بنابراین احتمال دارد که گسترش در خواص رصدی به دلیل سطوح مختلف آشفتگی و چگالی پلاسما در رویدادهای مختلف باشد. مقیاس بندی نوسانات چگالی با یک عامل در محدوده 0.5-2 بیشتر مشاهدات را پوشش می دهد، در حالی که گسترش این ضریب ضربی با یک ضریب اضافی دو (به محدوده بین 0.25 و 4) تقریباً تمام نقاط مشاهده شده داده را پوشش می دهد (به جز برخی از موارد). پرت شدید). بنابراین، نتیجه می گیریم که نوسانات چگالی در مقیاس پراکندگی تقریباً به اندازه تغییر می کند <δn_من² > = 2 × 10⁷ (r/R_آفتاب-1)^-3.7 دیدن^-6 و این مقدار در ضریب حدود دو متغیر است. گسترش منابع نقطه ای فراخورشیدی توسط جو متلاطم خورشیدی و اندازه گیری انفجارهای رادیویی خورشیدی مجموعه داده های مکمل هستند (شکل 2). ما به شکاف داده های قابل توجهی بین مشاهدات زمینی و فضایی شعله های خورشیدی در محدوده 3 تا 20 مگاهرتز (جایی که مشاهدات فراخورشیدی ضروری به نظر می رسند) توجه می کنیم و توسعه مشاهدات را برای پر کردن این شکاف و در نتیجه محدود کردن بیشتر سطح تلاطم تشویق می کنیم. در هلیوسفر داخلی

بر اساس مقاله اخیر: ادوارد پی. یک مدل ناهمسانگرد از تلاطم چگالی از خورشید تا 1 au مشتق شده از مشاهدات رادیویی، مجله اخترفیزیک، دوره 956، شماره 2، id.112. (2023):DOI: https://doi.org/10.3847/1538-4357/acf6c1