Солнечное радиоизлучение

Радиоволны, излучаемые Солнцем

Солнечное радиоизлучение относится к радиоволнам , которые естественным образом производятся Солнцем , в первую очередь 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 путем преобразования энергии движущихся электронов в электромагнитное излучение . Четырьмя механизмами излучения являются тепловое тормозное (тормозное) излучение, гиромагнитное излучение, плазменное излучение и электронно -циклотронное мазерное излучение. Первые два представляют собой некогерентные механизмы, то есть представляют собой сумму излучений, генерируемых независимо многими отдельными частицами. Эти механизмы в первую очередь ответственны за постоянные «фоновые» выбросы, которые медленно меняются по мере развития структур атмосферы. Последние два процесса представляют собой согласованные механизмы, что относится к особым случаям, когда излучение эффективно производится на определенном наборе частот. Когерентные механизмы могут создавать гораздо более высокие яркостные температуры (интенсивности) и в первую очередь ответственны за интенсивные всплески радиации, 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 радиоинтерферометрических телескопов, используемых для наблюдения Солнца. Слева направо, сверху вниз: радиогелиограф Калгуры, радиогелиограф Кларк-Лейк, радиогелиограф Гуарибиданур , радиогелиограф Нанкай , широкопольная решетка Мерчисона и низкочастотная решетка .

Радиоизлучение Солнца впервые было описано в научной литературе Гроте Ребером в 1944 году. ^[1] 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 операторами британских радаров , которые обнаружили интенсивный низкочастотный солнечный радиовсплеск; эта информация держалась в секрете как потенциально полезная для уклонения от радаров противника, но позже после войны была описана в научном журнале. ^[2] Одним из наиболее значительных открытий первых солнечных радиоастрономов, таких как Джозеф Поузи, было то, что Солнце производит гораздо больше радиоизлучения, чем ожидалось от стандартного излучения черного тела . ^[3] Объяснение этому было предложено Виталием Гинзбургом в 1946 году, который предположил, что за это отвечает тепловое тормозное излучение короны температурой в миллион градусов . ^[4] На существование таких чрезвычайно высоких температур в короне ранее указывали наблюдения оптической спектроскопии , но эта идея оставалась спорной, пока позже не была подтверждена радиоданными. ^[5]

До 1950 года наблюдения проводились в основном с использованием антенн, регистрировавших интенсивность всего Солнца на одной радиочастоте. ^[6] 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 были связаны с возмущениями, которые распространяются наружу, от Солнца. через разные слои плазмы разной плотности. ^[7] Эти открытия послужили толчком к разработке радиоспектрографов , способных непрерывно наблюдать Солнце в широком диапазоне частот. Этот тип наблюдения называется динамическим спектром , и большая часть терминологии, используемой для описания солнечного радиоизлучения, связана с особенностями, наблюдаемыми в динамических спектрах, такими как классификация солнечных радиовсплесков. ^[8] Примеры динамических спектров показаны ниже в разделе радиовсплесков. Известные современные солнечные радиоспектрографы включают сеть радиосолнечных телескопов , сеть e-CALLISTO и прибор WAVES на борту космического корабля Wind .

Однако радиоспектрографы не создают изображения, поэтому их нельзя использовать для пространственного определения объектов. Это может затруднить понимание того, откуда исходит конкретный компонент солнечного радиоизлучения и как он связан с особенностями, наблюдаемыми на других длинах волн. Для получения радиоизображения Солнца требуется интерферометр, который в радиоастрономии означает группу из множества телескопов, которые работают вместе как один телескоп для создания изображения. Этот метод представляет собой подтип интерферометрии , называемый апертурным синтезом . Начиная с 1950-х годов был разработан ряд простых интерферометров, которые могли обеспечить ограниченное отслеживание радиовсплесков. ^[6] Это также включало изобретение морской интерферометрии , которая использовалась для связи радиоактивности с солнечными пятнами . ^[9]

Регулярное получение изображений радио Солнца началось в 1967 году с вводом в эксплуатацию радиогелиографа в Калгуре, который работал до 1986 года. ^[10] Радиогелиограф – это просто интерферометр, предназначенный для наблюдения Солнца . Помимо Калгуры, известные примеры включают радиогелиограф Кларк-Лейк, ^[11] Радиогелиограф Нансай , Радиогелиограф Нобеяма , Радиогелиограф Гаурибиданур , Сибирский радиогелиограф и китайский спектральный радиогелиограф. ^[12] Кроме того, интерферометры, которые используются для других астрофизических наблюдений, также могут использоваться для наблюдения за Солнцем. Радиотелескопы общего назначения, которые также выполняют наблюдения за Солнцем, включают Очень большую решетку , Большую миллиметровую решетку Атакамы , Широкую решетку Мерчисона и Низкочастотную решетку . На коллаже выше показаны антенны нескольких низкочастотных радиотелескопов, используемых для наблюдения Солнца.

Механизмы

Все описанные ниже процессы 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 ,

и электронная гирочастота ,

где – плотность электронов в см ^-3 , – напряженность магнитного поля в Гауссах (Гс), – заряд электрона , – масса электрона , – скорость света . Относительные размеры этих двух частот во многом определяют, какой механизм излучения будет доминировать в конкретной среде. Например, в хромосфере, где напряженность магнитного поля сравнительно велика, преобладает высокочастотное гиромагнитное излучение, а в короне, где напряженность и плотность магнитного поля, как правило, ниже, чем в хромосфере, низкочастотное тепловое тормозное и плазменное излучение. . ^[13] На изображениях ниже на первых четырех изображениях вверху слева преобладает гиромагнитное излучение хромосферы, переходной области и нижней короны, а на трех изображениях справа преобладает тепловое тормозное излучение короны, ^{[ 13] 14],} причем более низкие частоты генерируются на большей высоте над поверхностью. ${\displaystyle n_{e}}$ ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle e}$ ${\displaystyle m_{e}}$ ${\displaystyle c}$

Солнце в радиоволнах от 25,8 ГГц до 24,6 МГц. Наблюдения, начиная с верхнего левого угла до нижнего правого, были записаны с помощью радиогелиографа Нобеяма (NoRH), очень большой решетки (VLA), радиогелиографа Нансай (NRH), широкоугольной решетки Мерчисона (MWA) и низкочастотной решетки (LOFAR). Сплошные кружки на изображениях справа соответствуют размеру Солнца, видимого в видимом свете.

Тепловое тормозное излучение

Тормозное излучение, от немецкого «тормозное излучение», относится к электромагнитным волнам, возникающим, когда заряженная частица ускоряется и часть ее кинетической энергии преобразуется в излучение. ^[15] Тепловое тормозное излучение относится к излучению плазмы, находящейся в тепловом равновесии , и в первую очередь вызывается кулоновскими столкновениями , когда электрон отклоняется электрическим полем иона . Это часто называют свободным-свободным излучением полностью ионизованной плазмы, такой как солнечная корона, поскольку оно включает в себя столкновения «свободных» частиц, а не переход электронов между связанными состояниями в атоме. Это основной источник спокойного фонового излучения короны, где состояние покоя означает вне периодов радиовсплесков. ^[16]

Радиочастота тормозного излучения связана с плотностью электронов плазмы через электронную плазменную частоту ( ) из уравнения 1 . ^[17] Плазма с плотностью может производить излучение только при или ниже соответствующего . ^[18] Плотность короны обычно уменьшается с высотой над видимой «поверхностью» или фотосферой , а это означает, что низкочастотное излучение производится выше в атмосфере, а Солнце кажется больше на более низких частотах. Этот тип излучения наиболее заметен ниже 300 МГц из-за типичной плотности короны, но особенно плотные структуры в короне и хромосфере могут генерировать тормозное излучение с частотами в диапазоне ГГц. ^[19] ${\displaystyle f_{p}}$ ${\displaystyle n_{e}}$ ${\displaystyle f_{p}}$

Гиромагнитное излучение

Гиромагнитное излучение также возникает из кинетической энергии 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, порождает электромагнитные волны . ^[16] Для 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 магнито-тормозным излучением или циклотронным излучением. Гиросинхротрон 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 наиболее важны в солнечном контексте, хотя могут быть особые случаи, когда синхротронное излучение также работает. ^[20] Для любого подтипа гиромагнитное излучение возникает вблизи электронной гирочастоты ( ) из уравнения 2 или одной из его гармоник . Этот механизм доминирует, когда напряженность магнитного поля настолько велика, что > . В основном это справедливо для хромосферы, где гирорезонансное излучение является основным источником спокойного (не всплескового) радиоизлучения, производящего микроволновое излучение в ГГц-диапазоне. ^[13] Гирорезонансное излучение также можно наблюдать в самых плотных структурах короны, где его можно использовать для измерения напряженности коронального магнитного поля. ^[21] Гиросинхротронное излучение ответственно за определенные типы микроволновых радиовсплесков из хромосферы, а также, вероятно, ответственно за определенные типы корональных радиовсплесков. ^[22] ${\displaystyle f_{B}}$ ${\displaystyle f_{B}}$ ${\displaystyle f_{p}}$

Плазменное излучение

Блок-схема, показывающая этапы излучения плазмы, ответственной за большинство типов солнечных радиовсплесков. В солнечном контексте электронный луч ускоряется либо магнитным пересоединением , либо ударной волной . Адаптировано на основе диаграммы Дональда Мелроуза ^[23]

Эмиссия плазмы относится к набору связанных процессов, которые частично преобразуют энергию ленгмюровских волн в излучение. ^[23] Это наиболее распространенная форма когерентного радиоизлучения Солнца и общепринятый механизм излучения большинства типов солнечных радиовсплесков, которые в течение коротких периодов времени могут на несколько порядков превышать уровень фонового излучения. ^[16] Волны Ленгмюра , также называемые электронно-плазменными волнами или просто плазменными колебаниями , представляют собой колебания электронной плотности, которые возникают, когда плазма возмущается так, что популяция электронов смещается относительно ионов. ^[24] После смещения сила Колумба притягивает электроны назад к ионам и, в конечном итоге, мимо ионов, заставляя их колебаться вперед и назад.

Волны Ленгмюра возникают в солнечной короне в результате нестабильности плазмы, которая возникает, когда пучок нетепловых (быстродвижущихся) электронов движется через окружающую плазму. ^[25] Электронный луч может быть ускорен либо магнитным пересоединением , процессом, лежащим в основе солнечных вспышек , либо ударной волной , и эти два основных процесса действуют в разных контекстах, производя разные типы солнечных радиовсплесков. ^[26] Неустойчивость, которая порождает волны Ленгмюра, — это двухпотоковая неустойчивость , которую также называют лучевой или «ударной неустойчивостью» в таких случаях, как этот, когда электронный луч впрыскивается в плазму, создавая «выпуклость» на высокоэнергетический хвост распределения частиц плазмы по скоростям. ^[23] Этот выступ способствует экспоненциальному росту ленгмюровской волны в окружающей плазме за счет передачи энергии электронного пучка в определенные моды ленгмюровской волны. Небольшая часть энергии ленгмюровской волны затем может быть преобразована в электромагнитное излучение посредством взаимодействия с другими волновыми модами, а именно с ионными звуковыми волнами . ^[23] Справа показана блок-схема стадий эмиссии плазмы.

В зависимости от этих волновых взаимодействий может возникать когерентное радиоизлучение на основной электронной плазменной частоте ( ; уравнение 1 ) или на ее гармонике (2 ). ^{[27] [28]} Излучение при частоте часто называют фундаментальным излучением плазмы , а излучение при 2 называется гармоническим излучением плазмы . Это различие важно, поскольку эти два типа имеют разные наблюдаемые свойства и подразумевают разные условия в плазме. Например, фундаментальное излучение плазмы имеет гораздо большую долю круговой поляризации ^[29] и возникает из плазмы, которая в четыре раза плотнее, чем гармоническое излучение плазмы. ^[30] ${\displaystyle f_{p}}$ ${\displaystyle f_{p}}$ ${\displaystyle f_{p}}$ ${\displaystyle f_{p}}$

Электронно-циклотронное мазерное излучение

Последний и наименее распространенный механизм солнечного радиоизлучения — это электронно-циклотронное мазерное излучение (ECME). Мазер — это аббревиатура от «микроволнового усиления путем стимулированного излучения», которое первоначально относилось к лабораторному устройству, которое может производить интенсивное излучение определенной частоты посредством стимулированного излучения . Стимулированное излучение — это процесс, при котором группа атомов перемещается на более высокие энергетические уровни (выше теплового равновесия ), а затем стимулируется к одновременному высвобождению этой дополнительной энергии. Такие инверсии населенностей могут происходить естественным путем с образованием астрофизических мазеров , которые являются источниками очень интенсивного излучения определенных спектральных линий . ^[31]

Однако электронно-циклотронное мазерное излучение не связано с инверсиями населенностей атомных энергетических уровней. ^[32] Термин «мазер» был принят здесь в качестве аналогии, но это своего рода неправильное употребление . В ECME инжекция нетепловых полурелятивистских электронов в плазму вызывает инверсию населенности, аналогичную инверсии мазера в том смысле, что к равновесному распределению добавляется высокоэнергетическая населенность. Это очень похоже на начало процесса эмиссии плазмы, описанного в предыдущем разделе, но когда плотность плазмы мала и/или напряженность магнитного поля высока, так что > (уравнения 1 и 2 ), энергия нетепловых электронов не может эффективно преобразовать в волны Ленгмюра. ^[32] Вместо этого это приводит к прямому излучению через нестабильность плазмы, которая аналитически выражается как отрицательный коэффициент поглощения (т.е. положительная скорость роста) для конкретного распределения частиц, наиболее известного из которых является распределение конуса потерь. ^{[33] [23] [34]} ECME является общепринятым механизмом микроволновых всплесков из хромосферы ^[16] и иногда используется для объяснения особенностей корональных радиовсплесков, которые не могут быть объяснены излучением плазмы или гиросинхротронным излучением. ^{[35] [36]} ${\displaystyle f_{B}}$ ${\displaystyle f_{p}}$ ${\displaystyle f_{B}}$

Магнитоионная теория и поляризация

Магнитоионная теория описывает распространение электромагнитных волн в средах, где ионизированная плазма подвергается внешнему магнитному полю, например, в солнечной короне и ионосфере Земли . ^{[37] [18]} Корона обычно рассматривается с использованием «подхода холодной плазмы», который предполагает, что характерные скорости волн намного превышают тепловые скорости частиц плазмы. ^{[17] [38]} 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 необыкновенным ( ) режимами. ^[18] Обычная мода является «обычной» в том смысле, что отклик плазмы такой же, как если бы магнитного поля не было, тогда как -мода имеет несколько другой показатель преломления. Важно отметить, что каждая мода поляризована в противоположных направлениях, которые зависят от угла по отношению к магнитному полю. Обычно применяется квазикруговое приближение, и в этом случае обе моды на 100% поляризованы по кругу в противоположных направлениях. ^[18] ${\displaystyle o}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle x}$

- и -моды возникают с разной скоростью в зависимости от механизма излучения и параметров плазмы, что приводит к чистому сигналу круговой поляризации. Например, тепловое тормозное излучение слегка благоприятствует -режиму , тогда как излучение плазмы сильно благоприятствует -режиму . ^[29] Это делает круговую поляризацию чрезвычайно важным свойством для изучения солнечного радиоизлучения, поскольку ее можно использовать, чтобы понять, как возникло излучение. Хотя круговая поляризация наиболее распространена при радионаблюдениях Солнца, при определенных обстоятельствах можно также получить линейную поляризацию . ^[39] Однако наличие интенсивных магнитных полей приводит к фарадеевскому вращению , которое искажает линейно поляризованные сигналы, что делает их чрезвычайно трудными или невозможными для обнаружения. ^[40] Однако можно обнаружить линейно-поляризованные фоновые астрофизические источники, затмеваемые короной, ^[41] и в этом случае влияние фарадеевского вращения можно использовать для измерения напряженности коронального магнитного поля. ^[42] ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$

Эффекты распространения

На появление солнечного радиоизлучения, особенно на низких частотах, сильно влияют эффекты распространения. ^[43] Эффект распространения — это все, что влияет на путь или состояние электромагнитной волны после ее возникновения. Таким образом, эти эффекты зависят от того, через какую среду прошла волна перед наблюдением. Наиболее драматические воздействия солнечного радиоизлучения происходят в короне и ионосфере Земли . Существует три основных эффекта: преломление, рассеяние и связь мод.

Преломление — это искривление пути света, когда он попадает в новую среду или проходит через материал различной плотности. Плотность короны обычно уменьшается по мере удаления от Солнца, что приводит к преломлению радиоволн в радиальном направлении. ^{[44] [45]} Когда солнечное радиоизлучение попадает в ионосферу Земли, рефракция также может серьезно искажать видимое местоположение источника в зависимости от угла обзора и ионосферных условий. ^[46] - и -моды, обсуждавшиеся в предыдущем разделе, также имеют немного разные показатели преломления , что может привести к разделению двух мод. ^[29] ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$

Противоположностью преломления является отражение . Радиоволна может отражаться в солнечной атмосфере, когда она сталкивается с областью с особенно высокой плотностью по сравнению с тем местом, где она была произведена, и такие отражения могут происходить много раз, прежде чем радиоволна покинет атмосферу. Этот процесс множества последовательных отражений называется рассеянием , и он имеет множество важных последствий. ^[47] Рассеяние увеличивает видимый размер всего Солнца и компактных источников внутри него, что называется угловым уширением . ^{[48] ​​[49]} Рассеяние увеличивает угол конуса, под которым можно наблюдать направленное излучение, что может даже позволить наблюдать низкочастотные радиовсплески, которые произошли на обратной стороне Солнца. ^[50] Поскольку волокна высокой плотности, которые в первую очередь ответственны за рассеяние, не выровнены случайным образом и обычно являются радиальными, случайное рассеяние на них может также систематически смещать наблюдаемое местоположение радиовсплеска на большую высоту, чем то место, где он фактически возник. ^{[51] [30]} Наконец, рассеяние имеет тенденцию к деполяризации излучения и, вероятно, поэтому радиовсплески часто демонстрируют гораздо более низкие доли круговой поляризации, чем предсказывают стандартные теории. ^[52]

Связь мод относится к изменениям состояния поляризации - и -мод в ответ на различные условия плазмы. ^[53] Если радиоволна проходит через область, где ориентация магнитного поля почти перпендикулярна направлению движения, которая называется квазипоперечной областью, ^[54] знак поляризации (т. е. левый или правый, положительный или отрицательный) может переворачиваться в зависимости от радиочастоты и параметров плазмы. ^[55] Эта концепция имеет решающее значение для интерпретации наблюдений поляризации солнечного микроволнового излучения ^{[56] [57]} , а также может быть важна для некоторых низкочастотных радиовсплесков. ^[58] ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$

Солнечные радиовсплески

Солнечные радиовсплески — это короткие периоды, в течение которых радиоизлучение Солнца превышает фоновый уровень. ^[16] Они являются признаками тех же процессов, которые приводят к более широко известным формам солнечной активности, таким как солнечные пятна , солнечные вспышки и выбросы корональной массы . ^[17] Радиовсплески могут незначительно превышать уровень фонового излучения или на несколько порядков (например, в 10–10 000 раз) в зависимости от множества факторов, к которым относятся количество выделяемой энергии, параметры плазмы области источника, геометрия просмотра и среды, через которые распространялось излучение до того, как его наблюдали. Большинство типов солнечных радиовсплесков производятся механизмом плазменного излучения, действующим в различных контекстах, хотя некоторые из них вызваны (гиро)синхротронным и/или электронно-циклотронным мазерным излучением.

Солнечные радиовсплески типов I, II и III, как видно из наблюдений динамического спектра с помощью солнечного радиоспектрографа Learmont. Цвет соответствует интенсивности. Идеально горизонтальные особенности, видимые на определенных частотах, соответствуют радиочастотным помехам от источников, созданных человеком.

Солнечные радиовсплески классифицируются в основном на основе того, как они проявляются в наблюдениях динамического спектра с помощью 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. ^[8] Эта схема классификации основана, главным образом, на том, как частота всплеска меняется со временем. Типы IV и V были добавлены в течение нескольких лет к первоначальным трем, и с тех пор был идентифицирован ряд других типов и подтипов.

Тип I

Всплески типа I представляют собой всплески излучения, которые длятся около одной секунды и происходят в относительно узком диапазоне частот ( ) с незначительным дрейфом частоты или вообще без него. ^[59] Они, как правило, возникают группами, называемыми шумовыми бурями , которые часто накладываются на усиленное непрерывное излучение (широкого спектра) с тем же частотным диапазоном. ^[60] Хотя каждый отдельный всплеск типа I не дрейфует по частоте, цепочка всплесков типа I в шумовом шторме может медленно дрейфовать от более высоких частот к более низким в течение нескольких минут. Шумовые бури могут длиться от нескольких часов до недель и обычно наблюдаются на относительно низких частотах, примерно от 50 до 500 МГц. ${\displaystyle \Delta {}f/f\approx 0.025}$

Шумовые бури связаны с активными регионами . ^[61] Активные области — это области солнечной атмосферы с высокой концентрацией магнитных полей, включающие солнечное пятно у их основания в фотосфере, за исключением случаев, когда магнитные поля довольно слабы. ^[62] Связь с активными областями известна уже несколько десятилетий, но условия, необходимые для возникновения шумовых бурь, до сих пор остаются загадкой. Не все активные регионы, которые производят другие формы активности, такие как вспышки, генерируют шумовые бури, и, в отличие от других типов солнечных радиовсплесков, часто трудно идентифицировать нерадиосигналы всплесков типа I. ^{[63] [64]}

Обычно считается, что механизмом излучения всплесков типа I является фундаментальное излучение плазмы из-за часто наблюдаемых высоких фракций круговой поляризации. Однако пока нет единого мнения о том, какой процесс ускоряет электроны, необходимые для стимулирования эмиссии плазмы. Ведущими идеями являются незначительные события магнитного пересоединения или ударные волны, вызываемые волнами, распространяющимися вверх. ^{[65] [66]} С 2000 года в целом отдавалось предпочтение различным сценариям магнитного пересоединения. Один сценарий предполагает пересоединение между открытыми и закрытыми магнитными полями на границах активных областей ^[67] , а другой предполагает перемещение магнитных объектов в фотосфере. ^[68]

Тип II

Всплески типа II демонстрируют относительно медленный дрейф от высоких частот к низким, около 0,05 МГц в секунду ^[69] , обычно в течение нескольких минут. ^[70] Они часто демонстрируют две отдельные полосы излучения, которые соответствуют фундаментальному и гармоническому излучению плазмы, исходящему из одной и той же области. ^[71] Всплески типа II связаны с корональными выбросами массы (КВМ) и производятся на переднем фронте КВМ, где ударная волна ускоряет электроны, ответственные за стимулирование эмиссии плазмы. ^[72] Частота дрейфует от более высоких значений к более низким, поскольку она зависит от плотности электронов, и ударная волна распространяется от Солнца через все более и более низкие плотности. Используя модель плотности атмосферы Солнца, скорость дрейфа частоты можно затем использовать для оценки скорости ударной волны. В результате этого упражнения обычно достигаются скорости около 1000 км/с, что соответствует скорости толчков КВМ, определенных другими методами. ^[73]

Хотя эмиссия плазмы является общепринятым механизмом, всплески типа II не демонстрируют значительной круговой поляризации, как можно было бы ожидать в соответствии со стандартной теорией эмиссии плазмы. ^[74] Причина этого неизвестна, но основная гипотеза состоит в том, что уровень поляризации подавляется эффектами дисперсии, связанными с наличием неоднородного магнитного поля вблизи магнитогидродинамической ударной волны. ^[75] Всплески типа II иногда демонстрируют тонкие структуры, называемые всплесками «елочкой», которые исходят от основного всплеска, как он проявляется в динамическом спектре, и распространяются на более низкие частоты. Считается, что структуры «елочка» возникают в результате ударно-ускоренных электронов, которые смогли выйти далеко за пределы ударной области и возбудить ленгмюровские волны в плазме с более низкой плотностью, чем область первичного взрыва. ^{[76] [77]}

Тип III

Подобно вспышкам типа II, всплески типа III также дрейфуют от высоких частот к низким и широко объясняются механизмом плазменного излучения. ^[78] Однако всплески типа III дрейфуют гораздо быстрее, около 100 МГц в секунду, и, следовательно, должны быть связаны с возмущениями, которые движутся быстрее, чем ударные волны, ответственные за типы II. ^[79] 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 всплесков типа III на разных частотах. Переход от фиолетового к красному соответствует траекториям электронных лучей, удаляющихся от Солнца и возбуждающих излучение плазмы все более и более низкой частоты по мере того, как они сталкиваются со все более низкой плотностью. Учитывая, что они в конечном итоге вызваны магнитным пересоединением, типы III тесно связаны со вспышками рентгеновского излучения и действительно наблюдаются почти во всех крупных вспышках. ^[80] Однако рентгеновские вспышки от малых до умеренных не всегда демонстрируют всплески типа III, и наоборот, из-за несколько разных условий, которые необходимы для образования и наблюдения излучения высокой и низкой энергии. ^{[81] [82]} ${\displaystyle \approx }$

Изображения фонового излучения на частоте 240 МГц (в оттенках серого) с помощью Murchison Widefield Array с цветными контурами, показывающими всплески типа III в диапазоне частот. Всплески в сотни раз ярче фона, а низкочастотные контуры появляются на больших высотах, поскольку всплески производятся электронным лучом, удаляющимся от Солнца, возбуждающим радиоизлучение с уменьшающейся частотой по мере увеличения расстояния.

Всплески типа III могут возникать 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. ^[78] Корональный относится к случаю, когда электронный луч движется в короне в пределах нескольких солнечных радиусов от фотосферы. Обычно они начинаются с частот в сотни МГц и снижаются до десятков МГц в течение нескольких секунд. Электронные пучки, возбуждающие излучение, движутся вдоль определенных силовых линий магнитного поля, которые могут быть закрыты или открыты для межпланетного пространства. ^[83] Электронные лучи, уходящие в межпланетное пространство, могут возбуждать ленгмюровские волны в плазме солнечного ветра , вызывая межпланетные всплески III типа, которые могут распространяться до 20 кГц и ниже для лучей, достигающих 1 астрономической единицы и выше. ^[78] Очень низкие частоты межпланетных всплесков находятся ниже границы ионосферы ( 10 МГц), то есть они блокируются ионосферой Земли и их можно наблюдать только из космоса. ${\displaystyle \approx }$

Прямые натурные наблюдения электронов и ленгмюровских волн (плазменных колебаний), связанных с межпланетными всплесками III типа, являются одними из наиболее важных доказательств теории плазменного излучения солнечных радиовсплесков. ^{[84] [85]} Всплески типа III демонстрируют умеренный уровень круговой поляризации, обычно менее 50%. ^[86] Это ниже, чем ожидалось от излучения плазмы, и, вероятно, связано с деполяризацией из-за рассеяния на неоднородностях плотности и других эффектов распространения. ^[52]

Тип IV

Всплески типа IV представляют собой всплески широкополосного континуального излучения, которые включают несколько отдельных подтипов, связанных с разными явлениями и разными механизмами излучения. Первым типом, который нужно было определить, был движущийся всплеск типа IV, для обнаружения которого требуются визуальные наблюдения (т. е. интерферометрия). ^[87] Они характеризуются движущимся наружу источником континуума, которому часто предшествует всплеск типа II в сочетании с корональным выбросом массы (CME). ^[75] Механизм эмиссии всплесков Типа IV обычно связывают с эмиссией гиросинхротрона, эмиссией плазмы или некоторой комбинацией того и другого, которая возникает в результате быстро движущихся электронов, захваченных в магнитных полях извергающегося КВМ. ^{[16] [88]}

Стационарные всплески IV типа более распространены и не связаны с КВМ. ^[75] Это широкополосные континуальные излучения, связанные либо с солнечными вспышками, либо со вспышками типа I. ^[16] Всплески типа IV, связанные со вспышками, также называются вспышками континуума вспышки , и они обычно начинаются во время или вскоре после импульсной фазы вспышки. Более крупные вспышки часто включают фазу штормового континуума , следующую за вспышечным континуумом. ^[89] Штормовой континуум может длиться от нескольких часов до нескольких дней и может перейти в обычный шумовой шторм I типа в случае длительных событий. ^[6] Вспышки типа IV как вспышки, так и штормового континуума объясняются выбросом плазмы, но штормовой континуум демонстрирует гораздо большую степень круговой поляризации по причинам, которые до конца не известны. ^[16]

Тип V

Всплески типа V являются наименее распространенными из пяти стандартных типов. ^[75] Это непрерывные излучения, которые длятся от одной до нескольких минут сразу после группы всплесков типа III, обычно возникающих на частотах ниже 120 МГц. ^[16] Обычно считается, что типы V вызваны гармоническим излучением плазмы, связанным с теми же потоками электронов, которые ответственны за соответствующие всплески типа III. ^[90] Иногда они демонстрируют значительные позиционные смещения от всплесков типа III, что может быть связано с тем, что электроны движутся по несколько иным структурам магнитного поля. ^[91] Всплески типа V сохраняются гораздо дольше, чем всплески типа III, потому что они управляются более медленной и менее коллимированной популяцией электронов, которая производит более широкополосное излучение, а также приводит к изменению знака круговой поляризации по сравнению со знаком соответствующего типа. III из-за различного распределения ленгмюровских волн. ^[92] Хотя плазменное излучение является общепринятым механизмом, также было предложено электронно-циклотронное мазерное излучение. ^[93]

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. Варианты примеров включают всплески типов J и U, которые представляют собой всплески типа III, для которых дрейф частоты меняется на противоположный и переходит от более низких частот к более высоким, что позволяет предположить, что электронный луч сначала путешествовал прочь, а затем обратно к Солнцу по траектории замкнутого магнитного поля. ^[78] Всплески тонкой структуры включают в себя узоры «зебра» ^[94] и всплески волокон ^[95] , которые можно наблюдать внутри всплесков типа IV, а также всплески «елочкой» ^[76] , которые иногда сопровождают всплески типа II. Всплески типа S, длящиеся всего миллисекунды, являются примером особого класса. ^[96] Существует также множество типов высокочастотных микроволновых всплесков, таких как микроволновые всплески типа IV, импульсные всплески, поствсплески и пиковые всплески. ^[97]

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 наблюдается от Солнца. Для «нормальных» звезд главной последовательности механизмы производства звездного радиоизлучения такие же, как и те, которые производят солнечное радиоизлучение. ^[16] Однако излучение « радиозвезд » может проявлять существенно отличающиеся свойства по сравнению с излучением Солнца, а относительная важность различных механизмов может меняться в зависимости от свойств звезды, особенно в отношении размера и скорости вращения , последняя из которых во многом определяет силу магнитного поля звезды . Яркие примеры звездного радиоизлучения включают спокойное устойчивое излучение из звездных хромосфер и корон, радиовсплески от вспыхивающих звезд , радиоизлучение от массивных звездных ветров и радиоизлучение, связанное с близкими двойными звездами . ^[16] Звезды до главной последовательности, такие как звезды Т Тельца, также демонстрируют радиоизлучение посредством достаточно хорошо изученных процессов, а именно гиросинхротронного и электронного циклотронного мазерного излучения. ^[98]

Различные процессы радиоизлучения также существуют для некоторых звезд до главной последовательности , а также для звезд после главной последовательности, таких как нейтронные звезды . ^[16] Эти объекты имеют очень высокие скорости вращения, что приводит к очень интенсивным магнитным полям, способным ускорять большое количество частиц до высокорелятивистских скоростей . Особый интерес представляет тот факт, что до сих пор нет единого мнения о механизме когерентного радиоизлучения, ответственного за пульсары , который нельзя объяснить двумя хорошо установленными когерентными механизмами, обсуждаемыми здесь: плазменным излучением и электронным циклотронным мазерным излучением. ^[99] Предлагаемые механизмы радиоизлучения пульсаров включают излучение когерентной кривизны, излучение релятивистской плазмы, аномальное доплеровское излучение и излучение с линейным ускорением или мазерное излучение свободных электронов. ^[99] Все эти процессы по-прежнему включают передачу энергии от движущихся электронов в излучение. Однако в этом случае электроны движутся почти со скоростью света, и споры крутятся вокруг того, какой процесс ускоряет эти электроны и как их энергия преобразуется в излучение. ^[100]

Рекомендации

1. Ребер, Гроте (ноябрь 1944 г.). «Космическая Статика». Астрофизический журнал . 100 : 279. Бибкод : 1944ApJ...100..279R. дои : 10.1086/144668 . ISSN  0004-637X. S2CID  51638960.
2. Привет, JS (январь 1946 г.). «Солнечное излучение в диапазоне радиоволн 4–6 метров». Природа . 157 (3976): 47–48. Бибкод : 1946Natur.157...47H. дои : 10.1038/157047b0. ISSN  0028-0836. S2CID  4119848.
3. Поузи, JL (ноябрь 1946 г.). «Наблюдение теплового излучения Солнца в миллион градусов на длине волны 1,5 метра». Природа . 158 (4018): 633–634. Бибкод : 1946Natur.158..633P. дои : 10.1038/158633a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4095314.
4. Гинзбург, Виталий (1946). «О солнечном излучении в радиоспектре». Известия (Доклады) Академии наук СССР . 52 : 487.
5. Голуб, Л. (Леон) (2010). Солнечная корона. Пасачофф, Джей М. (2-е изд.). Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-88201-9. ОСЛК  318870775.
6. Пик, Моник; Вилмер, Николь (01 октября 2008 г.). «Шестьдесят пять лет солнечной радиоастрономии: вспышки, корональные выбросы массы и связь Солнца и Земли». Обзор астрономии и астрофизики . 16 (1): 1–153. Бибкод : 2008A&ARv..16....1P. дои : 10.1007/s00159-008-0013-x. ISSN  1432-0754. S2CID  121689277.
7. Пейн-Скотт, Руби; Ябсли, Делавэр; Болтон, JG (август 1947 г.). «Относительные времена прихода всплесков солнечного шума на разных радиочастотах». Природа . 160 (4060): 256–257. Бибкод : 1947Natur.160..256P. дои : 10.1038/160256b0. ISSN  0028-0836. PMID  20256214. S2CID  4064417.
8. Уайлд, JP; Маккриди, LL (1950). «Наблюдения спектра высокоинтенсивного солнечного излучения на метровых волнах. I. Аппаратура и спектральные типы наблюдаемых солнечных всплесков». Австралийский химический журнал . 3 (3): 387. Бибкод : 1950AuSRA...3..387W. дои : 10.1071/ch9500387. ISSN  0004-9425.
9. Томпсон, А. Ричард; Моран, Джеймс М.; Свенсон, Джордж В. (9 мая 2001 г.). Интерферометрия и синтез в радиоастрономии (1-е изд.). Уайли. дои : 10.1002/9783527617845. ISBN 978-0-471-25492-8. S2CID  63993967.
10. Wild, JP (сентябрь 1970 г.). «Некоторые исследования солнечной короны: первые два года наблюдений с помощью радиогелиографа Калгуры». Публикации Астрономического общества Австралии . 1 (8): 365–370. Бибкод : 1970PASA....1..365W. дои : 10.1017/S1323358000012364. ISSN  1323-3580. S2CID  118969464.
11. Кунду, MR; Эриксон, WC; Гергели, Т.Э.; Махони, MJ; Тернер, П.Дж. (март 1983 г.). «Первые результаты многочастотного радиогелиографа Кларк-Лейк». Солнечная физика . 83 (2): 385–389. Бибкод : 1983SoPh...83..385K. дои : 10.1007/BF00148288. ISSN  0038-0938. S2CID  122007854.
12. Ван, Вэй; Ян, Ихуа; Лю, Фэй; Гэн, Лихун; Чен, Чжицзюнь; Чжан, Цзянь; Чен, Линьцзе; Лю, Дунхао (август 2014 г.). «Физика Солнца с помощью китайского спектрального радиогелиографа». 2014 XXXI Генеральная ассамблея и научный симпозиум УРСИ (URSI GASS) . Пекин, Китай: IEEE. стр. 1–4. doi :10.1109/URSIGASS.2014.6930043. ISBN 978-1-4673-5225-3. S2CID  38446684.
13. Гэри, Дейл Э.; Келлер, Кристоф У., ред. (2005). Радиофизика солнечной и космической погоды. дои : 10.1007/1-4020-2814-8. ISBN 978-1-4020-2813-7.
14. Чжан, ПейЦзинь; Зукка, Пьетро; Козарев, Камень; Карли, Эоин; Ван, ЧуанБин; Франзен, Томас; Домбровский, Бартош; Кранковский, Анджей; Магдалиника, Ясмина; Вокс, Кристиан (01 июня 2022 г.). «Изображение спокойного Солнца в диапазоне частот 20–80 МГц». Астрофизический журнал . 932 (1): 17. arXiv : 2205.00065 . Бибкод : 2022ApJ...932...17Z. дои : 10.3847/1538-4357/ac6b37 . ISSN  0004-637X. S2CID  248496193.
15. Аэртс, Дидерик (2009). Гринбергер, Дэниел; Хентшель, Клаус; Вайнерт, Фридель (ред.). Сборник квантовой физики. Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. arXiv : 0811.2516 . Бибкод : 2009cqp..книга.....Г. дои : 10.1007/978-3-540-70626-7. ISBN 978-3-540-70622-9.
16. Dulk, Джордж А. (1 сентября 1985 г.). «Радиоизлучение Солнца и звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 23 (1): 169–224. Бибкод : 1985ARA&A..23..169D. дои : 10.1146/annurev.aa.23.090185.001125. ISSN  0066-4146.
17. Физика солнечной короны. Книги Спрингера Праксиса. Шпрингер Берлин Гейдельберг. 2005. дои : 10.1007/3-540-30766-4. ISBN 978-3-540-30765-5.
18. Мелроуз, DB (14 августа 1986). Неустойчивости в космической и лабораторной плазме (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. дои : 10.1017/cbo9780511564123. ISBN 978-0-521-30541-9. S2CID  118858944.
19. Ньюкирк, Гордон младший (1 мая 1961). «Солнечная корона в активных областях и тепловая природа медленно меняющейся компоненты солнечного радиоизлучения». Астрофизический журнал . 133 : 983. Бибкод : 1961ApJ...133..983N. дои : 10.1086/147104 . ISSN  0004-637X.
20. Бастиан, ТС (10 августа 2007 г.). «Синхротронное радиоизлучение от быстрого коронального выброса массы гало». Астрофизический журнал . 665 (1): 805–812. arXiv : 0704.3108 . Бибкод : 2007ApJ...665..805B. дои : 10.1086/519246 . ISSN  0004-637X. S2CID  17905013.
21. Уайт, С.М.; Кунду, MR (1 августа 1997 г.). «Радионаблюдения гирорезонансного излучения корональных магнитных полей». Солнечная физика . 174 (1): 31–52. Бибкод : 1997SoPh..174...31W. дои : 10.1023/А: 1004975528106. ISSN  1573-093X. S2CID  118905521.
22. Мелроуз, DB (1 мая 1980 г.). «Механизмы излучения солнечных радиовсплесков». Обзоры космической науки . 26 (1): 3–38. Бибкод :1980ССРв...26....3М. дои : 10.1007/BF00212597. ISSN  1572-9672. S2CID  120678291.
23. Melrose, DB (сентябрь 2008 г.). «Когерентное излучение». Труды Международного астрономического союза . 4 (С257): 305–315. дои : 10.1017/S1743921309029470 . ISSN  1743-9213. S2CID  18729263.
24. Тонкс, Льюи; Ленгмюр, Ирвинг (1 февраля 1929 г.). «Колебания в ионизированных газах». Физический обзор . 33 (2): 195–210. Бибкод : 1929PhRv...33..195T. дои : 10.1103/PhysRev.33.195. ПМЦ 1085653 . ПМИД  16587379. 
25. Гинзбург, В.Л.; Железняков В.В. (1959). «О механизмах спорадического солнечного радиоизлучения». Симпозиум - Международный астрономический союз . 9 : 574–582. дои : 10.1017/s0074180900051494 . ISSN  0074-1809.
26. Робинсон, Пенсильвания; Кэрнс, штат Айова (2000), Стоун, Роберт Г.; Вейлер, Курт В.; Гольдштейн, Мелвин Л.; Бужере, Жан-Луи (ред.), «Теория солнечного радиоизлучения типа III и типа II», Серия геофизических монографий , 119 , Вашингтон, округ Колумбия: Американский геофизический союз: 37–45, Бибкод : 2000GMS...119.. .37R, doi : 10.1029/gm119p0037, ISBN 978-0-87590-977-6, получено 18 января 2021 г.
27. Кэрнс, Ивер Х. (октябрь 1987 г.). «Фундаментальное излучение плазмы с участием ионно-звуковых волн». Журнал физики плазмы . 38 (2): 169–178. Бибкод : 1987JPlPh..38..169C. дои : 10.1017/S0022377800012496. ISSN  0022-3778. S2CID  122637160.
28. Кэрнс, Ивер Х. (октябрь 1987 г.). «Излучение плазмы второй гармоники с участием ионно-звуковых волн». Журнал физики плазмы . 38 (2): 179–198. Бибкод : 1987JPlPh..38..179C. дои : 10.1017/S0022377800012502. ISSN  1469-7807. S2CID  121885957.
29. Макколи, Патрик И.; Кэрнс, Ивер Х.; Уайт, Стивен М.; Мондал, Сураджит; Ленц, Эмиль; Морган, Джон; Оберой, Дивья (август 2019 г.). «Низкочастотная солнечная корона в круговой поляризации». Солнечная физика . 294 (8): 106. arXiv : 1907.10878 . Бибкод : 2019SoPh..294..106M. дои : 10.1007/s11207-019-1502-y. ISSN  0038-0938. S2CID  198901715.
30. МакКоли, Патрик И.; Кэрнс, Ивер Х.; Морган, Джон (01 октября 2018 г.). «Плотность, измеренная с помощью изображений корональных радиовсплесков типа III». Солнечная физика . 293 (10): 132. arXiv : 1808.04989 . Бибкод : 2018SoPh..293..132M. дои : 10.1007/s11207-018-1353-y. ISSN  1573-093X. S2CID  119502792.
31. Рид, Марк Дж.; Моран, Джеймс М. (сентябрь 1981 г.). «Мазеры». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 19 (1): 231–276. Бибкод : 1981ARA&A..19..231R. doi : 10.1146/annurev.aa.19.090181.001311. ISSN  0066-4146.
32. Треуманн, Рудольф А. (1 августа 2006 г.). «Электронно-циклотронный мазер для астрофизических приложений». Обзор астрономии и астрофизики . 13 (4): 229–315. Бибкод : 2006A&ARv..13..229T. дои : 10.1007/s00159-006-0001-y. ISSN  1432-0754. S2CID  122325058.
33. Ву, CS; Ли, LC (июнь 1979 г.). «Теория земного километрового излучения». Астрофизический журнал . 230 : 621. Бибкод : 1979ApJ...230..621W. дои : 10.1086/157120. ISSN  0004-637X.
34. Холман, Джорджия; Эйхлер, Д.; Кунду, М.Р. (1980), Кунду, Мукул Р.; Гергели, Томас Э. (ред.), «Интерпретация микроволновых всплесков солнечных вспышек как гиросинхротронного мазеринга», Радиофизика Солнца , Дордрехт: Springer Нидерланды, стр. 457–459, номер документа : 10.1007/978-94-010- 9722-2_65 (неактивен 19 февраля 2024 г.), ISBN 978-90-277-1121-2, получено 15 августа 2023 г.{{citation}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на февраль 2024 г. ( ссылка )
35. Вингли, РМ; Далк, Джорджия (ноябрь 1986 г.). «Электронно-циклотронная мазерная неустойчивость как источник солнечного континуума V типа». Астрофизический журнал . 310 : 432. Бибкод : 1986ApJ...310..432W. дои : 10.1086/164696. ISSN  0004-637X.
36. Ашванден, MJ; Бенц, АО (1 сентября 1988 г.). «Об электронно-циклотронной мазерной неустойчивости. II. Пульсации в квазистационарном состоянии». Астрофизический журнал . 332 : 466. Бибкод : 1988ApJ...332..466A. дои : 10.1086/166670. ISSN  0004-637X.
37. Гинзбург, В.Л. (Виталий Лазаревич), 1916-2009. (1970). Распространение электромагнитных волн в плазме (2-е изд., перераб. и доп. изд.). Оксфорд: Пергамон Пресс. ISBN 0-08-015569-3. ОСЛК  153074.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
38. Коскинен, Ханну Э.Дж. (Ханну Эркки Юхани), 1954- (2011). Физика космических бурь: с солнечной поверхности Земли. Берлин: Шпрингер. ISBN 978-3-642-00319-6. ОСЛК  704396917.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) CS1 maint: numeric names: authors list (link)
39. Алиссандракис, CE; Чиудери-Драго, Ф. (июнь 1994 г.). «Обнаружение линейной поляризации в микроволновом излучении активных областей Солнца». Астрофизический журнал . 428 : Л73. Бибкод : 1994ApJ...428L..73A. дои : 10.1086/187396 . ISSN  0004-637X.
40. Шрийвер, Кэрол Дж.; Сиско, Джордж Л., ред. (2010). Гелиофизика: Космические бури и радиация: причины и следствия. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. дои : 10.1017/cbo9781139194532. ISBN 978-0-521-76051-5.
41. Спенглер, Стивен Р. (20 ноября 2007 г.). «Методика измерения электрических токов в солнечной короне». Астрофизический журнал . 670 (1): 841–848. arXiv : astro-ph/0702438 . Бибкод : 2007ApJ...670..841S. дои : 10.1086/521995. ISSN  0004-637X. S2CID  12884444.
42. Инглби, Лаура Д.; Спенглер, Стивен Р.; Уайтинг, Кэтрин А. (10 октября 2007 г.). «Исследование крупномасштабной плазменной структуры солнечной короны с помощью измерений фарадеевского вращения». Астрофизический журнал . 668 (1): 520–532. arXiv : astro-ph/0701538 . Бибкод : 2007ApJ...668..520I. дои : 10.1086/521140. ISSN  0004-637X. S2CID  11652429.
43. Шарма, Рохит; Оберой, Дивья (10 ноября 2020 г.). «Эффекты распространения при наблюдениях спокойного Солнца на метровых длинах волн». Астрофизический журнал . 903 (2): 126. arXiv : 2009.10604 . Бибкод : 2020ApJ...903..126S. дои : 10.3847/1538-4357/abb949 . ISSN  1538-4357. S2CID  221836229.
44. Стюарт, RT (1 ноября 1976 г.). «Высоты источников метровых всплесков спектральных классов I и III». Солнечная физика . 50 (2): 437–445. Бибкод : 1976SoPh...50..437S. дои : 10.1007/BF00155305. ISSN  1573-093X. S2CID  122229179.
45. Манн, Г.; Брейтлинг, Ф.; Вокс, К.; Аурасс, Х.; Штайнмец, М.; Штрасмайер, КГ; Биси, ММ; Фэллоуз, РА; Галлахер, П.; Кердраон, А.; Маккиннон, А. (01 марта 2018 г.). «Отслеживание электронного луча через солнечную корону с помощью LOFAR». Астрономия и астрофизика . 611 : А57. Бибкод : 2018A&A...611A..57M. дои : 10.1051/0004-6361/201629017 . hdl : 1885/256646 . ISSN  0004-6361.
46. Стюарт, RT; Маклин, ди-джей (1982). «Корректировка положения источника низкочастотного солнечного радиоизлучения с учетом ионосферной рефракции». Публикации Астрономического общества Австралии . 4 (4): 386–389. Бибкод : 1982PASA....4..386S. дои : 10.1017/S1323358000021226. ISSN  1323-3580. S2CID  118674983.
47. Далк, Джордж А. (2000), «Солнечные радиовсплески III типа на длинных волнах», в Стоуне, Роберт Г.; Вейлер, Курт В.; Гольдштейн, Мелвин Л.; Бужере, Жан-Луи (ред.), Радиоастрономия на длинных волнах , Серия геофизических монографий, том. 119, Вашингтон, округ Колумбия: Американский геофизический союз, стр. 115–122, doi : 10.1029/gm119p0115, ISBN. 978-0-87590-977-6, получено 18 января 2021 г.
48. Бастиан, TS (май 1994 г.). «Угловое рассеяние солнечного радиоизлучения корональной турбулентностью». Астрофизический журнал . 426 : 774. Бибкод : 1994ApJ...426..774B. дои : 10.1086/174114 . ISSN  0004-637X.
49. Ингале, М.; Субраманиан, П.; Кэрнс, Айвер (11 марта 2015 г.). «Корональная турбулентность и угловое уширение радиоисточников – роль структурной функции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (4): 3486–3497. arXiv : 1412.6620 . дои : 10.1093/mnras/stu2703 . ISSN  1365-2966. S2CID  119303147.
50. Далк, Джорджия; Стейнберг, Дж.Л.; Лекашо, А.; Хоанг, С.; МакДауэлл, Р.Дж. (1985). «Видимость радиовсплесков типа III, возникающих за Солнцем». Астрономия и астрофизика . 150 (2): Л28–Л30. Бибкод : 1985A&A...150L..28D.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
51. Робинсон, Р.Д. (1983). «Рассеяние радиоволн в солнечной короне». Публикации Астрономического общества Австралии . 5 (2): 208–211. Бибкод : 1983PASA....5..208R. дои : 10.1017/S132335800001688X. ISSN  1323-3580. S2CID  118148643.
52. Мелроуз, DB (февраль 2006 г.). «Деполяризация радиовсплесков из-за отражения от резких границ солнечной короны». Астрофизический журнал . 637 (2): 1113–1121. arXiv : astro-ph/0507531 . Бибкод : 2006ApJ...637.1113M. дои : 10.1086/498499. ISSN  0004-637X. S2CID  18291077.
53. Радиоизлучение Солнца и планет. Эльзевир. 1970. doi :10.1016/c2013-0-02176-7. ISBN 978-0-08-013061-3.
54. Гэри, Дейл Э.; Келлер, Кристоф У., ред. (2005). Радиофизика солнечной и космической погоды: современное состояние и будущие разработки. Дордрехт: Springer Нидерланды. дои : 10.1007/1-4020-2814-8. ISBN 978-1-4020-2813-7.
55. Коэн, МХ (май 1960 г.). «Магнитоионная связь мод на высоких частотах». Астрофизический журнал . 131 : 664. Бибкод : 1960ApJ...131..664C. дои : 10.1086/146878 . ISSN  0004-637X.
56. Брозиус, JW; Холман, Джорджия; Шмельц, Дж.Т. (1991). «Наблюдается инверсия микроволновой поляризации». Эос, Труды Американского геофизического союза . 72 (42): 449. дои : 10.1029/90EO00328. ISSN  0096-3941.
57. Рябов, Б.И.; Пилева, Н.А.; Алиссандракис, CE; Сибасаки, К.; Богод, В.М.; Гараимов В.И.; Гельфрейх, Великобритания (1999). «Корональная магнитография активной области по инверсии микроволновой поляризации». Солнечная физика . 185 (1): 157–175. Бибкод : 1999SoPh..185..157R. дои : 10.1023/А: 1005114303703. S2CID  55322639.
58. Уайт, С.М.; Теджаппа, Г.; Кунду, MR (март 1992 г.). «Наблюдения связи мод в солнечной короне и биполярных шумовых бурях». Солнечная физика . 138 (1): 163–187. Бибкод : 1992SoPh..138..163W. дои : 10.1007/BF00146202. ISSN  0038-0938. S2CID  120493591.
59. ЭЛГАРОЙ, Э.О. (1977), «Метрические шумовые бури и связанные с ними явления», Солнечные шумовые бури , Elsevier, стр. 186–209, doi : 10.1016/b978-0-08-021039-1.50014-7, ISBN 978-0-08-021039-1, получено 18 января 2021 г.
60. Вторые достижения в области солнечной физики Евроконференция: трехмерная структура активных областей Солнца: протоколы встречи, состоявшейся в Превезе, Греция, 7-11 октября 1997 г. Алиссандракис, CE (Константин Э.), 1948-, Шмидер, Бриджит. Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество. 1998. ISBN 1-886733-75-9. ОСЛК  40864809.{{cite book}}: CS1 maint: others (link)
61. Гергели, Томас Э.; Эриксон, Уильям К. (июнь 1975 г.). «Декаметровая грозовая радиация, I». Солнечная физика . 42 (2): 467–486. Бибкод : 1975SoPh...42..467G. дои : 10.1007/BF00149927. ISSN  0038-0938. S2CID  122851477.
62. Прист, Эрик (2013), «Основные уравнения магнитогидродинамики (МГД)», Магнитогидродинамика Солнца , Кембридж: Cambridge University Press, стр. 74–106, doi : 10.1017/cbo9781139020732.003, ISBN 978-1-139-02073-2, получено 18 января 2021 г.
63. Уилсон, Роберт Ф. (апрель 2005 г.). «Наблюдения шумовых бурь типа I, крупномасштабных петель и магнитной перестройки в короне» с помощью очень большой антенной решетки и SOHO. Солнечная физика . 227 (2): 311–326. Бибкод : 2005SoPh..227..311W. дои : 10.1007/s11207-005-1104-8. ISSN  0038-0938. S2CID  121635113.
64. Ли, Калифорния; Чен, Ю.; Ван, Б.; Руан, врач общей практики; Фэн, Юго-Запад; Ду, GH; Конг, XL (июнь 2017 г.). «EUV и магнитная активность, связанная с солнечными радиовсплесками типа I». Солнечная физика . 292 (6): 82. arXiv : 1705.01666 . Бибкод : 2017SoPh..292...82L. дои : 10.1007/s11207-017-1108-1. ISSN  0038-0938. S2CID  119392072.
65. Бенц, АО; Вентцель, Д.Г. (1980), «Солнечные радиовсплески типа I: модель ионно-акустической волны», Радиофизика Солнца , Дордрехт: Springer Нидерланды, стр. 251–254, номер документа : 10.1007/978-94-010-9722 -2_34 (неактивен 19 февраля 2024 г.), ISBN 978-90-277-1121-2, получено 18 января 2021 г.{{citation}}: CS1 maint: DOI inactive as of February 2024 (link)
66. Спайсер, Д.С.; Бенц, АО; Хуба, доктор медицинских наук (1982). «Солнечные шумовые бури типа I и вновь возникающий магнитный поток». Астрон. Астрофизика . 105 (2): 221–228. Бибкод : 1982A&A...105..221S.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
67. Дель Занна, Г.; Оланье, Г.; Кляйн, К.-Л.; Тёрёк, Т. (12 января 2011 г.). «Единая картина солнечных корональных потоков и радиошумовых бурь». Астрономия и астрофизика . 526 : А137. Бибкод : 2011A&A...526A.137D. дои : 10.1051/0004-6361/201015231 . ISSN  0004-6361.
68. Бентли, РД; Кляйн, К.-Л.; ван Дриэль-Гестели, Л.; Демулен, П.; Троттет, Г.; Тассетто, П.; Марти, Г. (2000). «Магнитная активность, связанная с радиошумовыми бурями». Солнечная физика . 193 (1/2): 227–245. Бибкод : 2000SoPh..193..227B. дои : 10.1023/А: 1005218007132. S2CID  189821473.
69. Кумари, Аншу (30 мая 2023 г.). «Радиовсплески типа II и их связь с корональными выбросами массы в 23 и 24 солнечных циклах». Астрономия и астрофизика . 675 : А102. arXiv : 2305.18992 . Бибкод : 2023A&A...675A.102K. дои : 10.1051/0004-6361/202244015.
70. Робертс, Джа (1959). «Солнечные радиовсплески спектрального типа II». Австралийский физический журнал . 12 (4): 327. Бибкод : 1959AuJPh..12..327R. дои : 10.1071/PH590327 . ISSN  0004-9506.
71. Старрок, Пенсильвания (октябрь 1961 г.). «Спектральные характеристики солнечных радиовсплесков II типа». Природа . 192 (4797): 58. Бибкод :1961Natur.192...58S. дои : 10.1038/192058a0 . ISSN  0028-0836. S2CID  4145965.
72. Кейн, Х.В.; Стоун, Р.Г. (июль 1984 г.). «Солнечные радиовсплески типа II, межпланетные удары и события с энергичными частицами». Астрофизический журнал . 282 : 339. Бибкод : 1984ApJ...282..339C. дои : 10.1086/162207 . ISSN  0004-637X.
73. Мираллес, Мари Пас; Санчес Алмейда, Хорхе, ред. (2011). Солнце, солнечный ветер и гелиосфера. Дордрехт: Springer Нидерланды. дои : 10.1007/978-90-481-9787-3. ISBN 978-90-481-9786-6.
74. Комесаров, М. (1958). «Поляризационные измерения трех спектральных типов солнечного радиовсплеска». Австралийский физический журнал . 11 (2): 201–214. Бибкод : 1958AuJPh..11..201K. дои : 10.1071/ph580201 . ISSN  1446-5582.
75. McLean, DJ и NR Labrum (1985). Солнечная радиофизика: Исследования излучения Солнца в метровом диапазоне волн. Издательство Кембриджского университета. Бибкод : 1985srph.book.....М.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
76. Кэрнс, Айдахо; Робинсон, Р.Д. (1987). «Всплески «елочкой», связанные с солнечным радиоизлучением типа II». Солнечная физика . 111 (2): 365–383. Бибкод : 1987SoPh..111..365C. дои : 10.1007/BF00148526. ISSN  0038-0938. S2CID  121422828.
77. Манн, Г.; Мельник В.Н.; Ракер, ХО; Коноваленко А.А.; Браженко, А.И. (2018). «Радиосигнатуры ударно-ускоренных электронных пучков в солнечной короне». Астрономия и астрофизика . 609 : А41. Бибкод : 2018A&A...609A..41M. дои : 10.1051/0004-6361/201730546 . ISSN  0004-6361. S2CID  126232064.
78. Рид, Хэмиш Эндрю Синклер; Рэтклифф, Хизер (июль 2014 г.). «Обзор солнечных радиовсплесков III типа». Исследования в области астрономии и астрофизики . 14 (7): 773–804. arXiv : 1404.6117 . Бибкод : 2014RAA....14..773R. дои : 10.1088/1674-4527/14/7/003. ISSN  1674-4527. S2CID  118446359.
79. Робинсон, Пенсильвания; Кэрнс, штат Айова (2000), Стоун, Роберт Г.; Вейлер, Курт В.; Гольдштейн, Мелвин Л.; Бужере, Жан-Луи (ред.), «Теория солнечного радиоизлучения типа III и типа II», Серия геофизических монографий , 119 , Вашингтон, округ Колумбия: Американский геофизический союз: 37–45, Бибкод : 2000GMS...119.. .37R, doi : 10.1029/gm119p0037, ISBN 978-0-87590-977-6, получено 23 января 2021 г.
80. Бенц, Арнольд О.; Григис, Паоло К.; Чиллаги, Андре; Сен-Илер, Паскаль (январь 2005 г.). «Обзор солнечных рентгеновских вспышек и связанного с ними когерентного радиоизлучения». Солнечная физика . 226 (1): 121–142. arXiv : astro-ph/0410436 . Бибкод : 2005SoPh..226..121B. дои : 10.1007/s11207-005-5254-5. hdl : 20.500.11850/32984 . ISSN  0038-0938. S2CID  13223464.
81. Бенц, Арнольд О.; Брайша, Роман; Магдалинич, Ясмина (февраль 2007 г.). «Существуют ли радиотихие солнечные вспышки?». Солнечная физика . 240 (2): 263–270. arXiv : astro-ph/0701570 . Бибкод : 2007SoPh..240..263B. дои : 10.1007/s11207-007-0365-9. hdl : 20.500.11850/6161 . ISSN  0038-0938. S2CID  16573386.
82. Рид, Хэмиш А.С.; Вилмер, Николь (январь 2017 г.). «Корональные радиовсплески типа III, их рентгеновские вспышки и межпланетные аналоги типа III». Астрономия и астрофизика . 597 : А77. arXiv : 1609.04743 . Бибкод : 2017A&A...597A..77R. дои : 10.1051/0004-6361/201527758 . ISSN  0004-6361. S2CID  10367177.
83. МакКоли, Патрик И.; Кэрнс, Ивер Х.; Морган, Джон; Гибсон, Сара Э.; Хардинг, Джеймс К.; Лонсдейл, Колин; Оберой, Дивья (22 декабря 2017 г.). «Расщепление области источника солнечного радиовсплеска III типа из-за квазисепаратрисного слоя». Астрофизический журнал . 851 (2): 151. arXiv : 1711.04930 . Бибкод : 2017ApJ...851..151M. дои : 10.3847/1538-4357/aa9cee . hdl : 20.500.11937/59959 . ISSN  1538-4357. S2CID  55002261.
84. Фрэнк, Луизиана; Гернетт, Д.А. (декабрь 1972 г.). «Прямые наблюдения солнечных электронов низкой энергии, связанных с солнечным радиовсплеском III типа». Солнечная физика . 27 (2): 446–465. Бибкод : 1972SoPh...27..446F. дои : 10.1007/bf00153116. ISSN  0038-0938. S2CID  120246109.
85. Гернетт, Д.А.; Андерсон, Р.Р. (10 декабря 1976 г.). «Электронно-плазменные колебания, связанные с радиовсплесками III типа». Наука . 194 (4270): 1159–1162. Бибкод : 1976Sci...194.1159G. дои : 10.1126/science.194.4270.1159. ISSN  0036-8075. PMID  17790910. S2CID  11401604.
86. Вентцель, Донат Г. (январь 1984 г.). «Поляризация фундаментальных радиовсплесков III типа». Солнечная физика . 90 (1): 139–159. Бибкод : 1984SoPh...90..139W. дои : 10.1007/BF00153791. ISSN  0038-0938. S2CID  120710570.
87. Бойшо, А.; Уорик, JW (июнь 1959 г.). «Радиоизлучение после вспышки 22 августа 1958 года». Журнал геофизических исследований . 64 (6): 683–684. Бибкод : 1959JGR....64..683B. дои : 10.1029/jz064i006p00683. ISSN  0148-0227.
88. Моросан, Делавэр; Килпуа, EKJ; Карли, EP; Монстейн, К. (март 2019 г.). «Переменный механизм излучения радиовсплеска IV типа». Астрономия и астрофизика . 623 : А63. arXiv : 1902.01140 . Бибкод : 2019A&A...623A..63M. дои : 10.1051/0004-6361/201834510 . ISSN  0004-6361. S2CID  119359815.
89. Пик-Гутманн, М. (1961). «Эволюция солнечных радиоэлектрических излучений типа IV и связь с другими явлениями солнечного света и геофизики». Анналы астрофизики . 24 : 183. Бибкод : 1961АнАп...24..183П.
90. Железняков В.В., Зайцев В.В. (1968). «Происхождение солнечных радиовсплесков типа V». Советский Астрон . 12 : 14. Бибкод :1968СвА....12...14З.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
91. Робинсон, Р.Д. (декабрь 1977 г.). «Исследование солнечных радиовсплесков типа V: I: Наблюдения». Солнечная физика . 55 (2): 459–472. Бибкод : 1977SoPh...55..459R. дои : 10.1007/BF00152587. ISSN  0038-0938. S2CID  122708771.
92. Далк, Джорджия, Д.Э. Гэри и С. Сузуки (1980). «Положение и поляризация солнечных вспышек типа V». Астрономия и астрофизика . 88 (1–2): 218–229. Бибкод : 1980A&A....88..218D.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
93. Тан, Дж. Ф.; Ву, диджей; Тан, СМ (26 ноября 2013 г.). «Электронное циклотронное мазерное излучение в корональных арках и всплески солнечного радиотипа V». Астрофизический журнал . 779 (1): 83. Бибкод : 2013ApJ...779...83T. дои : 10.1088/0004-637X/779/1/83 . ISSN  0004-637X. S2CID  67757119.
94. Слоттье, К. (июль 1972 г.). «Особые микроструктуры поглощения и излучения в солнечной радиовспышке IV типа 2 марта 1970 г.». Солнечная физика . 25 (1): 210–231. Бибкод : 1972SoPh...25..210S. дои : 10.1007/BF00155758. ISSN  0038-0938. S2CID  123199423.
95. Аурасс, Х.; Рауше, Г.; Манн, Г.; Хофманн, А. (13 мая 2005 г.). «Волноволокно разрывается как трехмерный зонд коронального магнитного поля в поствспышечных петлях». Астрономия и астрофизика . 435 (3): 1137–1148. Бибкод : 2005A&A...435.1137A. дои : 10.1051/0004-6361:20042199 . ISSN  0004-6361.
96. Рид, Хэмиш А.С. (август 2016 г.). «Солнечные всплески III типа наблюдались с помощью LOFAR». Азиатско-Тихоокеанская радионаучная конференция URSI 2016 (URSI AP-RASC) . IEEE. стр. 1235–1238. doi : 10.1109/ursiap-rasc.2016.7601384. ISBN 978-1-4673-8801-6. S2CID  19955774.
97. Кунду, Мукул Р.; Влахос, Лукас (1982). «Солнечные микроволновые всплески? Обзор». Обзоры космической науки . 32 (4): 405. Бибкод :1982ССРв...32..405К. дои : 10.1007/BF00177449. ISSN  0038-6308. S2CID  120187753.
98. Джонстон, KJ; Фей, Алабама; Гауме, РА; Клауссен, MJ; Хаммел, Калифорния (август 2004 г.). «Недавние наблюдения сантиметрового радиоизлучения системы Т Тельца». Астрономический журнал . 128 (2): 822–828. Бибкод : 2004AJ....128..822J. дои : 10.1086/422490 . ISSN  0004-6256. S2CID  119664918.
99. Мелроуз, DB; Рафат, МЗ (декабрь 2017 г.). «Механизм радиоизлучения пульсара: почему нет консенсуса?». Физический журнал: серия конференций . 932 (1): 012011. Бибкод : 2017JPhCS.932a2011M. дои : 10.1088/1742-6596/932/1/012011 . ISSN  1742-6588.
100. Мелроуз, DB (июнь 1995 г.). «Модели радиоизлучения пульсаров – нерешенные вопросы». Журнал астрофизики и астрономии . 16 (2): 137–164. Бибкод : 1995JApA...16..137M. дои : 10.1007/bf02714830. ISSN  0250-6335. S2CID  121747375.

дальнейшее чтение

• Радиоизлучение Солнца и звезд , Далк, Джорджия (1985)
• Солнечная радиофизика: исследования излучения Солнца на метровых длинах волн под редакцией Маклина, DJ и Лабрума, NR (1985)
• Радиофизика солнечной и космической погоды - текущее состояние и будущие разработки под редакцией Гэри, DE и Келлера, CU (2004)
• Шестьдесят пять лет солнечной радиоастрономии: вспышки, корональные выбросы массы и связь Солнца и Земли, Пик, М. и Вилмер, Н. (2008).
• Когерентное излучение Мелроуза, Д.Б. (2009)