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 .
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.
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.
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]
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]
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]
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]
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]
- 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]
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]
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]
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 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.
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.
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]
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]
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]
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.
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]
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]
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]
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]
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]
{{citation}}
: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на февраль 2024 г. ( ссылка ){{cite book}}
: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ){{cite book}}
: CS1 maint: multiple names: authors list (link) CS1 maint: numeric names: authors list (link){{cite journal}}
: CS1 maint: multiple names: authors list (link){{cite book}}
: CS1 maint: others (link){{citation}}
: CS1 maint: DOI inactive as of February 2024 (link){{cite journal}}
: CS1 maint: multiple names: authors list (link){{cite book}}
: CS1 maint: multiple names: authors list (link){{cite journal}}
: CS1 maint: multiple names: authors list (link){{cite journal}}
: CS1 maint: multiple names: authors list (link)