Солнечное радиоизлучение

Радиоволны, производимые Солнцем

Солнечное радиоизлучение относится к радиоволнам , которые естественным образом производятся Солнцем , в основном из нижних и верхних слоев атмосферы, называемых хромосферой и короной , соответственно. Солнце производит радиоизлучение посредством четырех известных механизмов, каждый из которых работает в основном путем преобразования энергии движущихся электронов в электромагнитное излучение . Четыре механизма излучения - это тепловое тормозное (тормозное) излучение, гиромагнитное излучение, плазменное излучение и электронно- циклотронное мазерное излучение. Первые два являются некогерентными механизмами, что означает, что они являются суммированием излучения, генерируемого независимо многими отдельными частицами. Эти механизмы в первую очередь ответственны за постоянные «фоновые» излучения, которые медленно изменяются по мере развития структур в атмосфере. Последние два процесса являются когерентными механизмами, 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 излучения, называемые солнечными радиовсплесками, которые являются побочными продуктами тех же процессов, которые приводят к другим формам солнечной активности, таким как солнечные вспышки и выбросы корональной массы .

История и наблюдения

Коллаж антенн различных низкочастотных радиоинтерферометрических телескопов, используемых для наблюдения за Солнцем. Слева направо, сверху вниз: радиогелиограф Кулгура, радиогелиограф Кларк-Лейк, радиогелиограф Гуарибиданур , радиогелиограф Нанкай , широкополосная антенная решетка Мерчисона и низкочастотная антенная решетка .

Радиоизлучение Солнца впервые было описано в научной литературе Гротом Ребером в 1944 году. ^[1] Это были наблюдения микроволнового излучения частотой 160 МГц (длина волны 2 метра), исходящего из хромосферы . Однако самое раннее известное наблюдение было сделано в 1942 году во время Второй мировой войны британскими операторами радаров , которые обнаружили интенсивный низкочастотный солнечный радиовсплеск; эта информация держалась в секрете как потенциально полезная для уклонения от вражеских радаров, но позже была описана в научном журнале после войны. ^[2] Одним из самых значительных открытий ранних солнечных радиоастрономов, таких как Джозеф Поуси, 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 причиной является тепловое тормозное излучение короны температурой в миллион градусов . ^[4] Существование таких необычайно высоких температур в короне ранее было отмечено наблюдениями оптической спектроскопии , но эта идея оставалась спорной, пока позднее не была подтверждена радиоданными. ^[5]

До 1950 года наблюдения проводились в основном с использованием антенн, которые регистрировали интенсивность всего Солнца на одной радиочастоте. ^[6] Такие наблюдатели, как Руби Пейн-Скотт и Пол Уайлд, использовали одновременные наблюдения на многочисленных частотах, чтобы обнаружить, что время начала радиовсплесков варьировалось в зависимости от частоты, предполагая, что радиовсплески были связаны с возмущениями, которые распространяются наружу, от Солнца, через различные слои плазмы с различной плотностью. ^[7] Эти открытия побудили к разработке радиоспектрографов , которые были способны непрерывно наблюдать за Солнцем в диапазоне частот. Этот тип наблюдения называется динамическим спектром , и большая часть терминологии, используемой для описания солнечного радиоизлучения, относится к особенностям, наблюдаемым в динамических спектрах, таким 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 изображений, и поэтому их нельзя использовать для пространственного определения особенностей. Это может сильно затруднить понимание того, откуда исходит определенный компонент солнечного радиоизлучения и как он соотносится с особенностями, наблюдаемыми на других длинах волн. Для получения радиоизображения Солнца требуется интерферометр, который в радиоастрономии означает массив из многих телескопов, работающих вместе как один телескоп для получения изображения. Этот метод является подтипом интерферометрии, называемым апертурным синтезом . Начиная с 1950-х годов, было разработано несколько простых интерферометров, которые могли обеспечить ограниченное отслеживание радиовсплесков. ^[6] Это также включало изобретение морской интерферометрии , которая использовалась для связывания радиоактивности с солнечными пятнами . ^[9]

Регулярная съемка радиоизлучения Солнца началась в 1967 году с вводом в эксплуатацию радиогелиографа Culgoora, который работал до 1986 года. ^[10] Радиогелиограф — это просто интерферометр, предназначенный для наблюдения за Солнцем. Помимо Culgoora, примечательными примерами являются радиогелиограф Clark Lake, [ ^11] радиогелиограф Nançay , радиогелиограф Nobeyama , радиогелиограф Gauribidanur , сибирский радиогелиограф и китайский спектральный радиогелиограф. ^[12] Кроме того, для наблюдения за Солнцем можно использовать интерферометры, которые используются для других астрофизических наблюдений. К радиотелескопам общего назначения, которые также выполняют солнечные наблюдения, относятся Very Large Array , Atacama Large Millimeter Array , Murchison Widefield Array и Low-Frequency Array . На коллаже выше показаны антенны нескольких низкочастотных радиотелескопов, используемых для наблюдения за Солнцем.

Механизмы

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

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 в значительной степени определяют, какой механизм излучения будет доминировать в конкретной среде. Например, высокочастотное гиромагнитное излучение доминирует в хромосфере, где напряженности магнитного поля сравнительно велики, тогда как низкочастотное тепловое тормозное излучение и плазменное излучение доминируют в короне, где напряженности и плотности магнитного поля, как правило, ниже, чем в хромосфере. ^[13] На изображениях ниже первые четыре в верхнем левом углу доминируют гиромагнитным излучением из хромосферы, переходной области и нижней короны, в то время как три изображения справа доминируют тепловым тормозным излучением из короны, ^[14] при этом более низкие частоты генерируются на больших высотах над поверхностью. ${\displaystyle n_{e}}$ ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle e}$ ${\displaystyle m_{e}}$ ${\displaystyle c}$

Солнце, видимое в радиоволнах от 25,8 ГГц до 24,6 МГц. Сверху слева направо вниз наблюдения были записаны радиогелиографом Нобеяма (NoRH), Very Large Array (VLA), радиогелиографом Нансая (NRH), Murchison Widefield Array (MWA) и низкочастотным массивом (LOFAR). Сплошные круги на изображениях справа соответствуют размеру Солнца, видимого в видимом свете.

Тепловое тормозное излучение

Тормозное излучение, от немецкого «тормозное излучение», относится к электромагнитным волнам, которые возникают, когда заряженная частица ускоряется, и часть ее кинетической энергии преобразуется в излучение. ^[15] Тепловое тормозное излучение относится к излучению плазмы в тепловом равновесии и в основном вызывается кулоновскими столкновениями , когда электрон отклоняется электрическим полем иона . Это часто называют свободно-свободным излучением для полностью ионизированной плазмы, такой как солнечная корона, потому что оно включает столкновения «свободных» частиц, в отличие от электронов, переходящих между связанными состояниями в атоме. Это основной источник фонового излучения в состоянии покоя от короны, где «спокойный» означает вне периодов радиовсплесков. ^[16]

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

Гиромагнитное излучение

Гиромагнитное излучение также производится из кинетической энергии заряженной частицы, как правило, электрона. Однако в этом случае внешнее магнитное поле заставляет траекторию частицы проявлять спиральное гиродвижение, что приводит к центростремительному ускорению , которое, в свою очередь, производит электромагнитные волны . ^[16] Для одного и того же основного явления используется разная терминология в зависимости от того, насколько быстро частица вращается по спирали вокруг магнитного поля, что обусловлено разной математикой, необходимой для описания физики. Гирорезонансное излучение относится к более медленным, нерелятивистским скоростям и также называется магнитотормозным излучением или циклотронным излучением. Гиросинхротронное излучение соответствует слаборелятивистскому случаю, когда частицы вращаются с малой, 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, в которых также действует синхротронное излучение. ^[20] Для любого подтипа гиромагнитное излучение происходит вблизи электронной гирочастоты ( ) из уравнения 2 или одной из ее гармоник . Этот механизм доминирует, когда напряженности магнитного поля велики, так что > . Это в основном верно в хромосфере, где гирорезонансное излучение является основным источником спокойного (не всплескового) радиоизлучения, производя микроволновое излучение в диапазоне ГГц. ^[13] Гирорезонансное излучение также можно наблюдать из самых плотных структур в короне, где его можно использовать для измерения напряженности коронального магнитного поля. ^[21] Гиросинхротронное излучение отвечает за определенные типы микроволновых радиовсплесков из хромосферы и также, вероятно, отвечает за определенные типы корональных радиовсплесков. ^[22] ${\displaystyle f_{B}}$ ${\displaystyle f_{B}}$ ${\displaystyle f_{p}}$

Эмиссия плазмы

Блок-схема, описывающая стадии плазменной эмиссии, которая отвечает за большинство типов солнечных радиовсплесков. В солнечном контексте электронный луч ускоряется либо магнитным пересоединением , либо ударной волной . Адаптировано из диаграммы Дональда Мелроуза ^[23]

Плазменная эмиссия относится к набору связанных процессов, которые частично преобразуют энергию волн Ленгмюра в излучение. ^[23] Это наиболее распространенная форма когерентного радиоизлучения Солнца и обычно принимается в качестве механизма излучения для большинства типов солнечных радиовсплесков, которые могут превышать уровень фонового излучения на несколько порядков в течение коротких периодов. ^[16] Волны Ленгмюра , также называемые электронными плазменными волнами или просто плазменными колебаниями , представляют собой колебания электронной плотности, которые возникают, когда плазма возмущена таким образом, что популяция электронов смещается относительно ионов. ^[24] После смещения сила Колумба тянет электроны обратно к ионам и в конечном итоге мимо них, заставляя их колебаться вперед и назад.

Ленгмюровские волны производятся в солнечной короне из-за плазменной нестабильности, которая возникает, когда пучок нетепловых (быстро движущихся) электронов движется через окружающую плазму. ^[25] Электронный пучок может быть ускорен либо магнитным пересоединением , процессом, который лежит в основе солнечных вспышек , либо ударной волной , и эти два основных процесса действуют в разных контекстах, производя различные типы солнечных радиовсплесков. ^[26] Нестабильность, которая генерирует ленгмюровские волны, является двухпоточной неустойчивостью , которая также называется неустойчивостью пучка или неустойчивостью «выступ на хвосте» в таких случаях, как этот, когда электронный пучок инжектируется в плазму, создавая «выступ» на высокоэнергетическом хвосте распределения скоростей частиц плазмы. ^[23] Этот выступ способствует экспоненциальному росту ленгмюровской волны в окружающей плазме посредством передачи энергии от электронного пучка в определенные моды ленгмюровских волн. Небольшая часть энергии ленгмюровской волны затем может быть преобразована в электромагнитное излучение посредством взаимодействия с другими волновыми модами, а именно ионно-звуковыми волнами . ^[23] Справа показана блок-схема стадий эмиссии плазмы.

В зависимости от этих волновых взаимодействий может быть получено когерентное радиоизлучение на основной электронной плазменной частоте ( ; Уравнение 1 ) или ее гармонике (2 ). ^{[27] [28]} Излучение при часто называют основным плазменным излучением , в то время как излучение при 2 называют гармоническим плазменным излучением . Это различие важно, поскольку два типа имеют разные наблюдаемые свойства и подразумевают разные плазменные условия. Например, основное плазменное излучение демонстрирует гораздо большую фракцию круговой поляризации ^[29] и происходит из плазмы, которая в четыре раза плотнее, чем гармоническое плазменное излучение. ^[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 «microwave amplification by impulseed emit of radiation», что изначально 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 для высвобождения всей этой дополнительной энергии одновременно. Такие инверсии населенности могут происходить естественным образом для создания астрофизических мазеров , которые являются источниками очень интенсивного излучения определенных спектральных линий . ^[31]

Однако электронно-циклотронное мазерное излучение не включает инверсии населенностей атомных энергетических уровней. ^[32] Термин «мазер», принятый здесь в качестве аналогии, является несколько неправильным . В ECME инжекция нетепловых, полурелятивистских электронов в плазму создает инверсию населенностей, аналогичную инверсии населенностей мазера в том смысле, что высокоэнергетическая популяция добавляется к равновесному распределению. Это очень похоже на начало процесса плазменной эмиссии, описанного в предыдущем разделе, но когда плотность плазмы низкая и/или напряженность магнитного поля высока, так что > (уравнения 1 и 2 ), энергия нетепловых электронов не может эффективно преобразовываться в ленгмюровские волны. ^[32] Вместо этого это приводит к прямому излучению через плазменную нестабильность, которая аналитически выражается как отрицательный коэффициент поглощения (т. е. положительная скорость роста) для определенного распределения частиц, наиболее известного распределения конуса потерь. ^{[33] [23] [34]} ECME является общепринятым механизмом для микроволновых всплесков из хромосферы ^[16] и иногда привлекается для объяснения особенностей корональных радиовсплесков, которые не могут быть объяснены плазменным излучением 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 воздействию внешнего магнитного поля, таких как солнечная корона и ионосфера Земли . ^{[37] [18]} Корона обычно рассматривается с помощью «подхода холодной плазмы», который предполагает, что характерные скорости волн намного больше тепловых скоростей 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 свободного пространства, которые могут выходить из плазмы в виде излучения (радиоволн). Они называются обычными ( ) и необыкновенными ( ) модами. ^[18] Обычный режим является «обычным» в том смысле, что реакция плазмы такая же, как если бы не было магнитного поля, в то время как -мода имеет несколько иной показатель преломления. Важно, что каждая мода поляризована в противоположных направлениях, которые зависят от угла по отношению к магнитному полю. Обычно применяется квазикруговое приближение, в этом случае обе моды на 100% кругово поляризованы в противоположных направлениях. ^[18] ${\displaystyle o}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle x}$

- и -моды производятся с разной скоростью в зависимости от механизма излучения и параметров плазмы, что приводит к чистому сигналу круговой поляризации. Например, тепловое тормозное излучение немного благоприятствует -моде , в то время как плазменное излучение в значительной степени благоприятствует -моде . ^[29] Это делает круговую поляризацию чрезвычайно важным свойством для исследований солнечного радиоизлучения, поскольку оно может быть использовано для понимания того, как было произведено излучение. Хотя круговая поляризация наиболее распространена в солнечных радионаблюдениях, в определенных обстоятельствах также возможно создание линейных поляризаций . ^[39] Однако наличие интенсивных магнитных полей приводит к вращению Фарадея , которое искажает линейно-поляризованные сигналы, делая их чрезвычайно трудными или невозможными для обнаружения. ^[40] Однако возможно обнаружить линейно-поляризованные фоновые астрофизические источники, которые затмеваются короной, ^[41] в этом случае влияние вращения Фарадея можно использовать для измерения напряженности коронального магнитного поля. ^[42] ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$ ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$

Эффекты распространения

Появление солнечного радиоизлучения, особенно на низких частотах, в значительной степени зависит от эффектов распространения. ^[43] Эффект распространения — это все, что влияет на путь или состояние электромагнитной волны после ее возникновения. Следовательно, эти эффекты зависят от того, через какие среды прошла волна до того, как ее заметили. Наиболее драматические воздействия на солнечное радиоизлучение происходят в короне и в ионосфере Земли . Существует три основных эффекта: рефракция, рассеяние и связь мод.

Рефракция — это искривление пути света, когда он входит в новую среду или проходит через материал с переменной плотностью. Плотность короны обычно уменьшается с расстоянием от Солнца, что заставляет радиоволны преломляться в радиальном направлении. ^{[44] [45]} Когда солнечное радиоизлучение попадает в ионосферу Земли, рефракция также может сильно исказить 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] ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$

Аналогом рефракции является отражение . Радиоволна может отражаться в солнечной атмосфере, когда она сталкивается с областью особенно высокой плотности по сравнению с тем местом, где она была создана, и такие отражения могут происходить много раз, прежде чем радиоволна покинет атмосферу. Этот процесс множества последовательных отражений называется рассеянием , и он имеет много важных последствий. ^[47] Рассеяние увеличивает видимый размер всего Солнца и компактных источников внутри него, что называется угловым уширением . ^{[48] [49]} Рассеяние увеличивает угол конуса, по которому можно наблюдать направленное излучение, что может даже позволить наблюдать низкочастотные радиовсплески, которые произошли на дальней стороне Солнца. ^[50] Поскольку высокоплотные волокна, которые в первую очередь отвечают за рассеяние, не выровнены случайным образом и, как правило, являются радиальными, случайное рассеяние против них также может систематически смещать наблюдаемое местоположение радиовсплеска на большую высоту, чем там, где он был фактически создан. ^{[51] [30]} Наконец, рассеяние имеет тенденцию деполяризовать излучение и, вероятно, именно поэтому радиовсплески часто демонстрируют гораздо более низкие фракции круговой поляризации, чем предсказывают стандартные теории. ^[52]

Связь мод относится к изменениям состояния поляризации - и -мод в ответ на различные состояния 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 измениться в зависимости от радиочастоты и параметров плазмы. ^[55] Эта концепция имеет решающее значение для интерпретации наблюдений поляризации солнечного микроволнового излучения ^{[56] [57]} и может также быть важна для определенных низкочастотных радиовсплесков. ^[58] ${\displaystyle x}$ ${\displaystyle o}$

Солнечные радиоимпульсы

Солнечные радиовсплески — это короткие периоды, в течение которых радиоизлучение Солнца превышает фоновый уровень. ^[16] Они являются сигнатурами 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 превышать уровень фонового излучения лишь незначительно или на несколько порядков (например, в 10–10 000 раз) в зависимости от множества факторов, которые включают количество выделяемой энергии, плазменные параметры области источника, геометрию наблюдения и среды, через которые распространялось излучение до того, как его наблюдали. Большинство типов солнечных радиовсплесков производятся механизмом плазменной эмиссии, работающим в разных контекстах, хотя некоторые из них вызваны (гиро)синхротронным и/или электронно-циклотронным мазерным излучением.

Солнечные радиовсплески типов I, II и III, наблюдаемые в динамических спектральных наблюдениях солнечного радиоспектрографа Learmont. Цвет соответствует интенсивности. Идеально горизонтальные особенности, наблюдаемые на определенных частотах, соответствуют радиочастотным помехам от источников, созданных человеком.

Солнечные радиовсплески классифицируются в основном на основе того, как они появляются в динамических спектральных наблюдениях 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 в первую очередь на том, как частота всплеска дрейфует с течением времени. Типы IV и V были добавлены в течение нескольких лет после первых трех, и с тех пор было идентифицировано несколько 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 едва заметным или отсутствующим дрейфом частоты. ^[59] Они, как правило, происходят группами, называемыми шумовыми штормами , которые часто накладываются на усиленное континуумное (широкий спектр) излучение с тем же диапазоном частот. ^[60] В то время как каждый отдельный всплеск типа I не дрейфует по частоте, цепочка всплесков типа I в шумовом шторме может медленно дрейфовать от более высоких к более низким частотам в течение нескольких минут. Шумовые штормы могут длиться от часов до недель, и они, как правило, наблюдаются на относительно низких частотах между примерно 50 и 500 МГц. ${\displaystyle \Delta {}f/f\approx 0.025}$

Шумовые бури связаны с активными областями . ^[61] Активные области — это области в солнечной атмосфере с высокой концентрацией магнитных полей, и они включают солнечное пятно у своего 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 области, которые производят другие формы активности, такие как вспышки, генерируют шумовые бури, и в отличие от других типов солнечных радиовсплесков, часто бывает трудно идентифицировать нерадиосигнальные сигнатуры всплесков типа I. ^{[63] [64]}

Механизм излучения для всплесков типа I, как правило, считается фундаментальным плазменным излучением из-за высоких фракций круговой поляризации, которые часто наблюдаются. Однако пока нет единого мнения о том, какой процесс ускоряет электроны, необходимые для стимуляции плазменного излучения. Ведущими идеями являются незначительные события магнитного пересоединения или ударные волны, вызванные распространяющимися вверх волнами. ^{[65] [66]} С 2000 года в целом отдавалось предпочтение различным сценариям магнитного пересоединения. Один сценарий включает пересоединение между открытыми и закрытыми магнитными полями на границах активных областей, ^[67] , а другой включает движущиеся магнитные особенности в фотосфере. ^[68]

Тип II

Всплески типа II демонстрируют относительно медленный дрейф от высоких к низким частотам около 0,05 МГц в секунду, ^[69] как правило, в течение нескольких минут. ^[70] Они часто демонстрируют две отдельные полосы излучения, которые соответствуют фундаментальному и гармоническому плазменному излучению, исходящему из одного и того же региона. ^[71] Всплески типа II связаны с корональными выбросами массы (CME) и производятся на переднем крае CME, где ударная волна ускоряет электроны, ответственные за стимулирование плазменного излучения. ^[72] Частота дрейфует от более высоких к более низким значениям, поскольку она зависит от плотности электронов, и ударная волна распространяется наружу от Солнца через все более низкие плотности. Используя модель для плотности атмосферы Солнца, скорость дрейфа частоты затем может быть использована для оценки скорости ударной волны. Это упражнение обычно приводит к скоростям около 1000 км/с, что соответствует скорости ударных волн CME, определенной другими методами. ^[73]

Хотя плазменная эмиссия является принятым механизмом, всплески типа II не демонстрируют значительного количества круговой поляризации, как можно было бы ожидать согласно стандартной теории плазменной эмиссии. ^[74] Причина этого неизвестна, но ведущая гипотеза заключается в том, что уровень поляризации подавляется эффектами дисперсии, связанными с наличием неоднородного магнитного поля вблизи магнитогидродинамического скачка уплотнения. ^[75] Всплески типа II иногда демонстрируют тонкие структуры, называемые елочными всплесками, которые исходят из основного всплеска, как это проявляется в динамическом спектре, и распространяются на более низкие частоты. Считается, что елочные структуры возникают из-за ускоренных ударной волной электронов, которые смогли вырваться далеко за пределы области ударной волны, чтобы возбудить волны Ленгмюра в плазме с меньшей плотностью, чем область первичного всплеска. ^{[76] [77]}

Тип 3

Подобно всплескам типа II, всплески типа III также дрейфуют от высоких к низким частотам и широко приписываются механизму плазменной эмиссии. ^[78] Однако всплески типа III дрейфуют гораздо быстрее, около 100 МГц в секунду, и поэтому должны быть связаны с возмущениями, которые движутся быстрее, чем ударные волны, ответственные за всплески типа II. ^[79] Всплески типа III связаны с электронными пучками, которые ускоряются до малых долей скорости света ( от 0,1 до 0,3 с) посредством магнитного пересоединения, процесса, ответственного за солнечные вспышки. На изображении ниже цепочка цветных контуров показывает местоположения трех всплесков типа III на разных частотах. Прогрессия от фиолетового к красному соответствует траекториям электронных пучков, удаляющихся от Солнца и возбуждающих плазменное излучение все более низкой и более низкой частоты по мере того, как они сталкиваются с более низкой и более низкой плотностью. Учитывая, что они в конечном итоге вызваны магнитным пересоединением, типы III тесно связаны с рентгеновскими вспышками и действительно наблюдаются во время почти всех крупных вспышек. ^[80] Однако небольшие и умеренные рентгеновские вспышки не всегда демонстрируют всплески типа III и наоборот из-за несколько разных условий, которые требуются для создания и наблюдения высоко- и низкоэнергетического излучения. ^{[81] [82]} ${\displaystyle \approx }$

Изображения Murchison Widefield Array фонового излучения на частоте 240 МГц (в оттенках серого) с цветными контурами, показывающими всплески типа III в диапазоне частот. Всплески в сотни раз ярче фона, а контуры с более низкой частотой появляются на большей высоте, поскольку всплески производятся электронным пучком, который движется от Солнца, возбуждая радиоизлучение уменьшающейся частоты с увеличением расстояния.

Всплески типа III могут происходить поодиночке, небольшими группами или цепочками, называемыми штормами типа III, которые могут длиться много минут. Их часто подразделяют на два типа: корональные и межпланетные всплески типа III. ^[78] Корональный относится к случаю, когда электронный луч движется в короне в пределах нескольких солнечных радиусов фотосферы. Они обычно начинаются на частотах в сотни МГц и дрейфуют до десятков МГц в течение нескольких секунд. Электронные лучи, возбуждающие излучение, движутся вдоль определенных линий магнитного поля, которые могут быть закрыты или открыты в межпланетное пространство. ^[83] Электронные лучи, которые выходят в межпланетное пространство, могут возбуждать волны Ленгмюра в плазме солнечного ветра , создавая межпланетные всплески типа III, которые могут простираться до 20 кГц и ниже для лучей, достигающих 1 астрономической единицы и более. ^[78] Очень низкие частоты межпланетных всплесков находятся ниже ионосферного порога ( 10 МГц), то есть они блокируются ионосферой Земли и наблюдаются только из космоса. ${\displaystyle \approx }$

Прямые наблюдения in situ электронов и волн Ленгмюра (плазменных колебаний), связанных с межпланетными всплесками III типа, являются одними из важнейших доказательств теории плазменного излучения солнечных радиовсплесков. ^{[84] [85]} Всплески III типа демонстрируют умеренные уровни круговой поляризации, обычно менее 50%. ^[86] Это ниже, чем ожидалось от плазменного излучения, и, вероятно, связано с деполяризацией из-за рассеяния неоднородностями плотности и другими эффектами распространения. ^[52]

Тип IV

Всплески типа IV представляют собой всплески широкополосного континуального излучения, которые включают несколько отдельных подтипов, связанных с различными явлениями и различными механизмами излучения. Первым типом, который должен был быть определен, был движущийся всплеск типа IV, для обнаружения которого требуются визуальные наблюдения (например, интерферометрия). ^[87] Они характеризуются движущимся наружу источником континуума, которому часто предшествует всплеск типа II в сочетании с корональным выбросом массы (CME). ^[75] Механизм излучения для всплесков типа IV обычно приписывается гиросинхротронному излучению, плазменному излучению или некоторой комбинации того и другого, которые возникают из-за быстро движущихся электронов, захваченных магнитными полями извергающегося CME. ^{[16] [88]}

Стационарные всплески типа IV более распространены и не связаны с корональными выбросами массы. ^[75] Они представляют собой широкополосные выбросы континуума, связанные либо с солнечными вспышками, либо со всплесками типа I. ^[16] Всплески типа IV, связанные со вспышками, также называются всплесками континуума вспышки, и они обычно начинаются во время или вскоре после импульсной фазы вспышки. Более крупные вспышки часто включают фазу континуума шторма , которая следует за континуумом вспышки. ^[89] Континуум шторма может длиться от нескольких часов до нескольких дней и может перейти в обычную шумовую бурю типа I в длительных событиях. ^[6] Как вспышечные, так и континуумные всплески типа IV приписываются плазменной эмиссии, но континуум шторма демонстрирует гораздо большую степень круговой поляризации по причинам, которые не полностью известны. ^[16]

Тип V

Всплески типа V являются наименее распространенными из стандартных 5 типов. ^[75] Они представляют собой непрерывные выбросы, которые длятся от одной до нескольких минут сразу после группы всплесков типа III, обычно происходящих ниже примерно 120 МГц. ^[16] Обычно считается, что всплески типа V вызваны гармоническим плазменным излучением, связанным с теми же потоками электронов, которые ответственны за связанные всплески типа III. ^[90] Иногда они демонстрируют значительные позиционные смещения относительно всплесков типа III, что может быть связано с тем, что электроны движутся вдоль несколько иных структур магнитного поля. ^[91] Всплески типа V сохраняются гораздо дольше, чем всплески типа III, поскольку они приводятся в действие более медленной и менее коллимированной популяцией электронов, что создает более широкополосное излучение, а также приводит к изменению знака круговой поляризации по сравнению со связанными всплесками типа III из-за различного распределения волн Ленгмюра. ^[92] Хотя плазменное излучение является общепринятым механизмом, также было предложено электронно-циклотронное мазерное излучение. ^[93]

Другие типы

В дополнение к классическим пяти типам существует ряд дополнительных типов солнечных радиовсплесков. Они включают вариации стандартных типов, тонкую структуру в другом типе и совершенно разные явления. Примерами вариантов являются всплески типов J и U, которые являются всплесками типа III, для которых дрейф частоты меняется на противоположный, чтобы перейти от более низких к более высоким частотам, что предполагает, что электронный луч сначала уходил, а затем возвращался к Солнцу по замкнутой траектории магнитного поля. ^[78] Тонкие структурные всплески включают узоры зебры ^[94] и волоконные всплески ^[95] , которые можно наблюдать во всплесках типа IV, наряду со всплесками в виде елочки ^[76] , которые иногда сопровождают всплески типа II. Всплески типа S, которые длятся всего миллисекунды, являются примером отдельного класса. ^[96] Существует также множество типов высокочастотных микроволновых всплесков, таких как микроволновые всплески типа IV, импульсные всплески, поствсплески и всплески спайков. ^[97]

Радиоизлучение других звезд

Благодаря 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 абсолютных величинах, чем наблюдается от Солнца. Для «нормальных» звезд главной последовательности механизмы, которые производят звездное радиоизлучение, такие же, как и те, которые производят солнечное радиоизлучение. ^[16] Однако излучение от « радиозвезд » может демонстрировать существенно иные свойства по сравнению с Солнцем, и относительная важность различных механизмов может меняться в зависимости от свойств звезды, особенно в отношении размера и скорости вращения , последняя из которых в значительной степени определяет силу магнитного поля звезды . Известные примеры звездного радиоизлучения включают спокойное устойчивое излучение от звездных хромосфер и корон, радиовсплески от вспыхивающих звезд , радиоизлучение от массивных звездных ветров и радиоизлучение, связанное с близкими двойными звездами . ^[16] Звезды, не входящие в главную последовательность, такие как звезды типа 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 , наряду со звездами после главной последовательности, такими как нейтронные звезды . ^[16] Эти объекты имеют очень высокие скорости вращения, что приводит к очень интенсивным магнитным полям, которые способны ускорять большое количество частиц до высокорелятивистских скоростей . Особый интерес представляет тот факт, что пока нет единого мнения о механизме когерентного радиоизлучения, ответственном за пульсары , который не может быть объяснен двумя хорошо известными когерентными механизмами, обсуждаемыми здесь, излучением плазмы и излучением электронного циклотронного мазера. ^[99] Предлагаемые механизмы радиоизлучения пульсаров включают когерентное излучение кривизны, релятивистское излучение плазмы, аномальное доплеровское излучение и излучение линейного ускорения или излучение мазера 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 спор вращается вокруг того, какой процесс ускоряет эти электроны и как их энергия преобразуется в излучение. ^[100]

Ссылки

1. Ребер, Гроте (ноябрь 1944 г.). «Космическая статика». The Astrophysical Journal . 100 : 279. Bibcode : 1944ApJ...100..279R. doi : 10.1086/144668 . ISSN  0004-637X. S2CID  51638960.
2. Hey, JS (январь 1946). «Солнечная радиация в диапазоне радиоволн длиной 4–6 метров». Nature . 157 (3976): 47–48. Bibcode :1946Natur.157...47H. doi :10.1038/157047b0. ISSN  0028-0836. S2CID  4119848.
3. Pawsey, JL (ноябрь 1946 г.). «Наблюдение теплового излучения Солнца в миллион градусов на длине волны 1,5 метра». Nature . 158 (4018): 633–634. Bibcode :1946Natur.158..633P. doi :10.1038/158633a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4095314.
4. Гинзбург, Виталий (1946). «О солнечном излучении в радиодиапазоне». Доклады АН СССР . 52 : 487.
5. Голуб, Л. (Леон) (2010). Солнечная корона. Пасахофф, Джей М. (2-е изд.). Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-88201-9. OCLC  318870775.
6. Pick, Monique; Vilmer, Nicole (2008-10-01). «Шестьдесят пять лет солнечной радиоастрономии: вспышки, выбросы корональной массы и связь Солнца и Земли». The Astronomy and Astrophysics Review . 16 (1): 1–153. Bibcode : 2008A&ARv..16....1P. doi : 10.1007/s00159-008-0013-x. ISSN  1432-0754. S2CID  121689277.
7. Payne-Scott, Ruby; Yabsley, DE; Bolton, JG (август 1947). «Относительное время прибытия всплесков солнечного шума на различных радиочастотах». Nature . 160 (4060): 256–257. Bibcode :1947Natur.160..256P. doi :10.1038/160256b0. ISSN  0028-0836. PMID  20256214. S2CID  4064417.
8. Wild, JP; McCready, LL (1950). "Наблюдения спектра высокоинтенсивного солнечного излучения на метровых волнах. I. Аппаратура и спектральные типы наблюдаемых солнечных вспышек". Australian Journal of Chemistry . 3 (3): 387. Bibcode : 1950AuSRA...3..387W. doi : 10.1071/ch9500387. ISSN  0004-9425.
9. Томпсон, А. Ричард; Моран, Джеймс М.; Свенсон, Джордж У. (2001-05-09). Интерферометрия и синтез в радиоастрономии (1-е изд.). Wiley. doi :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 Калгура». Публикации Астрономического общества Австралии . 1 (8): 365–370. Bibcode : 1970PASA....1..365W. doi : 10.1017/S1323358000012364. ISSN  1323-3580. S2CID  118969464.
11. Kundu, MR; Erickson, WC; Gergely, TE; Mahoney, MJ; Turner, PJ (март 1983 г.). «Первые результаты многочастотного радиогелиографа Кларк-Лейк». Solar Physics . 83 (2): 385–389. Bibcode :1983SoPh...83..385K. doi :10.1007/BF00148288. ISSN  0038-0938. S2CID  122007854.
12. Ван, Вэй; Янь, Ихуа; Лю, Фэй; Гэн, Лихун; Чэнь, Чжицзюнь; Чжан, Цзянь; Чэнь, Линьцзе; Лю, Дунхао (август 2014 г.). «Физика Солнца с китайским спектральным радиогелиографом». XXXI Генеральная ассамблея и научный симпозиум URSI 2014 г. (URSI GASS) . Пекин, Китай: IEEE. стр. 1–4. doi :10.1109/URSIGASS.2014.6930043. ISBN 978-1-4673-5225-3. S2CID  38446684.
13. Gary, Dale E.; Keller, Christoph U., ред. (2005). Радиофизика солнечной и космической погоды. doi :10.1007/1-4020-2814-8. ISBN 978-1-4020-2813-7.
14. Чжан, ПэйЦзинь; 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, George A. (1985-09-01). «Радиоизлучение Солнца и звезд». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 23 (1): 169–224. Bibcode : 1985ARA&A..23..169D. doi : 10.1146/annurev.aa.23.090185.001125. ISSN  0066-4146.
17. Физика солнечной короны. Springer Praxis Books. Springer Berlin Heidelberg. 2005. doi :10.1007/3-540-30766-4. ISBN 978-3-540-30765-5.
18. Melrose, DB (1986-08-14). Неустойчивости в космической и лабораторной плазме (1-е изд.). Cambridge University Press. doi :10.1017/cbo9780511564123. ISBN 978-0-521-30541-9. S2CID  118858944.
19. Ньюкирк, Гордон-младший (1961-05-01). «Солнечная корона в активных регионах и тепловое происхождение медленно меняющейся компоненты солнечного радиоизлучения». The Astrophysical Journal . 133 : 983. Bibcode : 1961ApJ...133..983N. doi : 10.1086/147104 . ISSN  0004-637X.
20. Bastian, TS (2007-08-10). "Синхротронное радиоизлучение от быстрого выброса корональной массы гало". The Astrophysical Journal . 665 (1): 805–812. arXiv : 0704.3108 . Bibcode : 2007ApJ...665..805B. doi : 10.1086/519246 . ISSN  0004-637X. S2CID  17905013.
21. Уайт, SM; Кунду, MR (1997-08-01). "Радионаблюдения гирорезонансного излучения корональных магнитных полей". Solar Physics . 174 (1): 31–52. Bibcode : 1997SoPh..174...31W. doi : 10.1023/A:1004975528106. ISSN  1573-093X. S2CID  118905521.
22. Мелроуз, ДБ (1980-05-01). «Механизмы излучения солнечных радиовсплесков». Space Science Reviews . 26 (1): 3–38. Bibcode : 1980SSRv...26....3M. doi : 10.1007/BF00212597. ISSN  1572-9672. S2CID  120678291.
23. Melrose, DB (сентябрь 2008 г.). «Когерентное излучение». Труды Международного астрономического союза . 4 (S257): 305–315. doi : 10.1017/S1743921309029470 . ISSN  1743-9213. S2CID  18729263.
24. Тонкс, Льюи; Ленгмюр, Ирвинг (1929-02-01). «Колебания в ионизированных газах». Physical Review . 33 (2): 195–210. Bibcode :1929PhRv...33..195T. doi :10.1103/PhysRev.33.195. PMC 1085653 . PMID  16587379. 
25. Гинзбург, ВЛ; Железняков, ВВ (1959). «О механизмах спорадического радиоизлучения Солнца». Симпозиум — Международный астрономический союз . 9 : 574–582. doi : 10.1017/s0074180900051494 . ISSN  0074-1809.
26. Робинсон, Пенсильвания; Кэрнс, штат Айдахо (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 2021-01-18
27. Cairns, Iver H. (октябрь 1987 г.). «Фундаментальная плазменная эмиссия с участием ионно-звуковых волн». Journal of Plasma Physics . 38 (2): 169–178. Bibcode :1987JPlPh..38..169C. doi :10.1017/S0022377800012496. ISSN  0022-3778. S2CID  122637160.
28. Cairns, Iver H. (октябрь 1987 г.). «Вторая гармоническая плазменная эмиссия с участием ионно-звуковых волн». Журнал физики плазмы . 38 (2): 179–198. Bibcode : 1987JPlPh..38..179C. doi : 10.1017/S0022377800012502. ISSN  1469-7807. S2CID  121885957.
29. McCauley, Patrick I.; Cairns, Iver H.; White, Stephen M.; Mondal, Surajit; Lenc, Emil; Morgan, John; Oberoi, Divya (август 2019 г.). "Низкочастотная солнечная корона в круговой поляризации". Solar Physics . 294 (8): 106. arXiv : 1907.10878 . Bibcode :2019SoPh..294..106M. doi :10.1007/s11207-019-1502-y. ISSN  0038-0938. S2CID  198901715.
30. McCauley, Patrick I.; Cairns, Iver H.; Morgan, John (2018-10-01). "Плотности, исследованные с помощью визуализации радиовсплесков коронального типа III". Solar Physics . 293 (10): 132. arXiv : 1808.04989 . Bibcode :2018SoPh..293..132M. doi :10.1007/s11207-018-1353-y. ISSN  1573-093X. S2CID  119502792.
31. Рид, Марк Дж.; Моран, Джеймс М. (сентябрь 1981 г.). «Мазеры». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 19 (1): 231–276. Bibcode : 1981ARA&A..19..231R. doi : 10.1146/annurev.aa.19.090181.001311. ISSN  0066-4146.
32. Treumann, Rudolf A. (2006-08-01). "Электронно-циклотронный мазер для астрофизического применения". The Astronomy and Astrophysics Review . 13 (4): 229–315. Bibcode :2006A&ARv..13..229T. doi :10.1007/s00159-006-0001-y. ISSN  1432-0754. S2CID  122325058.
33. Wu, CS; Lee, LC (июнь 1979). "Теория земного километрового излучения". The Astrophysical Journal . 230 : 621. Bibcode : 1979ApJ...230..621W. doi : 10.1086/157120. ISSN  0004-637X.
34. Холман, ГД; Эйхлер, Д.; Кунду, М.Р. (1980), Кунду, Мукул Р.; Гергей, Томас Э. (ред.), «Интерпретация микроволновых всплесков солнечной вспышки как гиросинхротронного мазера», Радиофизика Солнца , Дордрехт: Springer Netherlands, стр. 457–459, doi :10.1007/978-94-010-9722-2_65 (неактивен 2024-09-18), ISBN 978-90-277-1121-2, получено 2023-08-15{{citation}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на сентябрь 2024 г. ( ссылка )
35. Winglee, RM; Dulk, GA (ноябрь 1986). "Нестабильность электронно-циклотронного мазера как источник солнечного континуума V типа". The Astrophysical Journal . 310 : 432. Bibcode : 1986ApJ...310..432W. doi : 10.1086/164696. ISSN  0004-637X.
36. Aschwanden, MJ; Benz, AO (1988-09-01). "О нестабильности электронно-циклотронного мазера. II. Пульсации в квазистационарном состоянии". The Astrophysical Journal . 332 : 466. Bibcode : 1988ApJ...332..466A. doi : 10.1086/166670. ISSN  0004-637X.
37. Гинзбург, ВЛ (Виталий Лазаревич), 1916-2009. (1970). Распространение электромагнитных волн в плазме (2-е изд., перераб. и доп. изд.). Oxford: Pergamon Press. ISBN 0-08-015569-3. OCLC  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. OCLC  704396917.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) CS1 maint: numeric names: authors list (link)
39. Alissandrakis, CE; Chiuderi-Drago, F. (июнь 1994 г.). "Обнаружение линейной поляризации в микроволновом излучении активных областей Солнца". The Astrophysical Journal . 428 : L73. Bibcode :1994ApJ...428L..73A. doi : 10.1086/187396 . ISSN  0004-637X.
40. Schrijver, Carolus J.; Siscoe, George L., ред. (2010). Гелиофизика: космические бури и радиация: причины и следствия. Кембридж: Cambridge University Press. doi : 10.1017/cbo9781139194532. ISBN 978-0-521-76051-5.
41. Спэнглер, Стивен Р. (2007-11-20). «Методика измерения электрических токов в солнечной короне». The Astrophysical Journal . 670 (1): 841–848. arXiv : astro-ph/0702438 . Bibcode : 2007ApJ...670..841S. doi : 10.1086/521995. ISSN  0004-637X. S2CID  12884444.
42. Инглби, Лора Д.; Спэнглер, Стивен Р.; Уайтинг, Кэтрин А. (10.10.2007). «Исследование крупномасштабной плазменной структуры солнечной короны с помощью измерений вращения Фарадея». The Astrophysical Journal . 668 (1): 520–532. arXiv : astro-ph/0701538 . Bibcode : 2007ApJ...668..520I. doi : 10.1086/521140. ISSN  0004-637X. S2CID  11652429.
43. Шарма, Рохит; Оберой, Дивья (10.11.2020). «Эффекты распространения при наблюдениях за спокойным Солнцем на метровых длинах волн». The Astrophysical Journal . 903 (2): 126. arXiv : 2009.10604 . Bibcode : 2020ApJ...903..126S. doi : 10.3847/1538-4357/abb949 . ISSN  1538-4357. S2CID  221836229.
44. Стюарт, РТ (1976-11-01). "Высоты источников всплесков метровых длин волн спектральных типов I и III". Solar Physics . 50 (2): 437–445. Bibcode :1976SoPh...50..437S. doi :10.1007/BF00155305. ISSN  1573-093X. S2CID  122229179.
45. Mann, G.; Breitling, F.; Vocks, C.; Aurass, H.; Steinmetz, M.; Strassmeier, KG; Bisi, MM; Fallows, RA; Gallagher, P.; Kerdraon, A.; Mackinnon, A. (2018-03-01). "Отслеживание электронного пучка через солнечную корону с помощью LOFAR". Astronomy & Astrophysics . 611 : A57. Bibcode :2018A&A...611A..57M. doi : 10.1051/0004-6361/201629017 . hdl : 1885/256646 . ISSN  0004-6361.
46. Стюарт, РТ; Маклин, ДЖ (1982). «Исправление положений низкочастотных источников солнечного радиоизлучения для ионосферной рефракции». Публикации Астрономического общества Австралии . 4 (4): 386–389. Bibcode : 1982PASA....4..386S. doi : 10.1017/S1323358000021226. ISSN  1323-3580. S2CID  118674983.
47. Dulk, George A. (2000), «Солнечные радиовсплески III типа на длинных волнах», в Stone, Robert G.; Weiler, Kurt W.; Goldstein, Melvyn L.; Bougeret, Jean-Louis (ред.), Radio Astronomy at Long Wavelengths , Geophysical Monograph Series, т. 119, Вашингтон, округ Колумбия: Американский геофизический союз, стр. 115–122, doi : 10.1029/gm119p0115, ISBN 978-0-87590-977-6, получено 2021-01-18
48. Bastian, TS (май 1994). "Угловое рассеяние солнечного радиоизлучения корональной турбулентностью". The Astrophysical Journal . 426 : 774. Bibcode : 1994ApJ...426..774B. doi : 10.1086/174114 . ISSN  0004-637X.
49. Ингейл, М.; Субраманиан, П.; Кэрнс, Ивер (2015-03-11). «Корональная турбулентность и угловое уширение радиоисточников – роль структурной функции». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (4): 3486–3497. arXiv : 1412.6620 . doi : 10.1093/mnras/stu2703 . ISSN  1365-2966. S2CID  119303147.
50. Dulk, GA; Steinberg, JL; Lecacheux, A.; Hoang, S.; MacDowall, RJ (1985). «Видимость радиовсплесков III типа, возникающих за солнцем». Астрономия и астрофизика . 150 (2): L28–L30. Bibcode : 1985A&A...150L..28D.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
51. Робинсон, РД (1983). «Рассеяние радиоволн в солнечной короне». Публикации Астрономического общества Австралии . 5 (2): 208–211. Bibcode : 1983PASA....5..208R. doi : 10.1017/S132335800001688X. ISSN  1323-3580. S2CID  118148643.
52. Melrose, DB (февраль 2006 г.). «Деполяризация радиовсплесков из-за отражения от острых границ в солнечной короне». The Astrophysical Journal . 637 (2): 1113–1121. arXiv : astro-ph/0507531 . Bibcode :2006ApJ...637.1113M. doi :10.1086/498499. ISSN  0004-637X. S2CID  18291077.
53. Радиоизлучение Солнца и планет. Elsevier. 1970. doi :10.1016/c2013-0-02176-7. ISBN 978-0-08-013061-3.
54. Гари, Дейл Э.; Келлер, Кристоф У., ред. (2005). Радиофизика солнечной и космической погоды: текущее состояние и будущее развитие. Дордрехт: Springer Netherlands. doi :10.1007/1-4020-2814-8. ISBN 978-1-4020-2813-7.
55. Коэн, МХ (май 1960). "Связь магнитионных мод на высоких частотах". The Astrophysical Journal . 131 : 664. Bibcode : 1960ApJ...131..664C. doi : 10.1086/146878 . ISSN  0004-637X.
56. Brosius, JW; Holman, GD; Schmelz, JT (1991). «Наблюдаемая инверсия поляризации микроволн». Eos, Transactions American Geophysical Union . 72 (42): 449. doi :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, SM; Теджаппа, G.; Кунду, MR (март 1992). «Наблюдения за связью мод в солнечной короне и биполярными шумовыми бурями». Solar Physics . 138 (1): 163–187. Bibcode :1992SoPh..138..163W. doi :10.1007/BF00146202. ISSN  0038-0938. S2CID  120493591.
59. ELGAROY, EO (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 2021-01-18
60. Вторая евроконференция Advances in Solar Physic[s]: трехмерная структура солнечных активных областей: труды встречи, состоявшейся в Превезе, Греция, 7-11 октября 1997 г. Алиссандраки, CE (Константин Э.), 1948-, Шмидер, Бригитта. Сан-Франциско, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана. 1998. ISBN 1-886733-75-9. OCLC  40864809.{{cite book}}: CS1 maint: others (link)
61. Gergely, Tomas E.; Erickson, William C. (июнь 1975 г.). «Decameter storm radiation, I». Solar Physics . 42 (2): 467–486. Bibcode : 1975SoPh...42..467G. doi : 10.1007/BF00149927. ISSN  0038-0938. S2CID  122851477.
62. Прист, Эрик (2013), «Основные уравнения магнитогидродинамики (МГД)», Магнитогидродинамика Солнца , Кембридж: Издательство Кембриджского университета, стр. 74–106, doi :10.1017/cbo9781139020732.003, ISBN 978-1-139-02073-2, получено 2021-01-18
63. Уилсон, Роберт Ф. (апрель 2005 г.). «Наблюдения шумовых бурь I типа с помощью очень большого массива и SOHO, крупномасштабные петли и магнитная перестройка в короне». Solar Physics . 227 (2): 311–326. Bibcode :2005SoPh..227..311W. doi :10.1007/s11207-005-1104-8. ISSN  0038-0938. S2CID  121635113.
64. Li, CY; Chen, Y.; Wang, B.; Ruan, GP; Feng, SW; Du, GH; Kong, XL (июнь 2017 г.). "EUV и магнитная активность, связанная с солнечными радиовсплесками типа I". Solar Physics . 292 (6): 82. arXiv : 1705.01666 . Bibcode :2017SoPh..292...82L. doi :10.1007/s11207-017-1108-1. ISSN  0038-0938. S2CID  119392072.
65. Benz, AO; Wentzel, DG (1980), «Радиовсплески солнечного типа I: модель ионно-акустических волн», Radio Physics of the Sun , Dordrecht: Springer Netherlands, стр. 251–254, doi :10.1007/978-94-010-9722-2_34 (неактивен 2024-09-18), ISBN 978-90-277-1121-2, получено 2021-01-18{{citation}}: CS1 maint: DOI inactive as of September 2024 (link)
66. Спайсер, Д.С.; Бенц, А.О.; Хуба, Дж.Д. (1982). «Шумовые бури солнечного 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. Del Zanna, G.; Aulanier, G.; Klein, K.-L.; Török, T. (2011-01-12). "Единая картина солнечных корональных потоков и радиошумовых бурь". Astronomy & Astrophysics . 526 : A137. Bibcode :2011A&A...526A.137D. doi : 10.1051/0004-6361/201015231 . ISSN  0004-6361.
68. Бентли, РД; Кляйн, К.-Л.; ван Дриель-Гестели, Л.; Демулен, П.; Тротте, Г.; Тассетто, П.; Марти, Г. (2000). «Магнитная активность, связанная с радиошумовыми бурями». Физика Солнца . 193 (1/2): 227–245. Bibcode : 2000SoPh..193..227B. doi : 10.1023/A:1005218007132. S2CID  189821473.
69. Кумари, Аншу (30 мая 2023 г.). «Радиовсплески II типа и их связь с выбросами корональной массы в солнечных циклах 23 и 24». Астрономия и астрофизика . 675 : A102. arXiv : 2305.18992 . Bibcode :2023A&A...675A.102K. doi :10.1051/0004-6361/202244015.
70. Робертс, Дж. (1959). «Солнечные радиовсплески спектрального типа II». Australian Journal of Physics . 12 (4): 327. Bibcode : 1959AuJPh..12..327R. doi : 10.1071/PH590327 . ISSN  0004-9506.
71. Sturrock, PA (октябрь 1961). "Спектральные характеристики солнечных радиовсплесков II типа". Nature . 192 (4797): 58. Bibcode :1961Natur.192...58S. doi : 10.1038/192058a0 . ISSN  0028-0836. S2CID  4145965.
72. Cane, HV; Stone, RG (июль 1984). «Солнечные радиовсплески II типа, межпланетные ударные волны и события с энергичными частицами». The Astrophysical Journal . 282 : 339. Bibcode : 1984ApJ...282..339C. doi : 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. Комесарофф, М. (1958). «Измерения поляризации трех спектральных типов солнечного радиовсплеска». Australian Journal of Physics . 11 (2): 201–214. Bibcode : 1958AuJPh..11..201K. doi : 10.1071/ph580201 . ISSN  1446-5582.
75. Маклин, DJ и NR Лабрум (1985). Солнечная радиофизика: Исследования излучения Солнца на метровых длинах волн. Cambridge University Press. Bibcode :1985srph.book.....M.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
76. Cairns, IH; Robinson, RD (1987). «Елочные всплески, связанные с солнечным радиоизлучением II типа». Solar Physics . 111 (2): 365–383. Bibcode :1987SoPh..111..365C. doi :10.1007/BF00148526. ISSN  0038-0938. S2CID  121422828.
77. Mann, G.; Melnik, VN; Rucker, HO; Konovalenko, AA; Brazhenko, AI (2018). "Радиосигнатуры ударно-ускоренных электронных пучков в солнечной короне". Astronomy & Astrophysics . 609 : A41. Bibcode :2018A&A...609A..41M. doi : 10.1051/0004-6361/201730546 . ISSN  0004-6361. S2CID  126232064.
78. Reid, Hamish Andrew Sinclair; Ratcliffe, Heather (июль 2014 г.). «Обзор солнечных радиовсплесков III типа». Research in Astronomy and Astrophysics . 14 (7): 773–804. arXiv : 1404.6117 . Bibcode :2014RAA....14..773R. doi :10.1088/1674-4527/14/7/003. ISSN  1674-4527. S2CID  118446359.
79. Робинсон, Пенсильвания; Кэрнс, штат Айдахо (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 2021-01-23
80. Benz, Arnold O.; Grigis, Paolo C.; Csillaghy, AndrÉ; Saint-Hilaire, Pascal (январь 2005 г.). «Обзор солнечных рентгеновских вспышек и связанных с ними когерентных радиоизлучений». Solar Physics . 226 (1): 121–142. arXiv : astro-ph/0410436 . Bibcode : 2005SoPh..226..121B. doi : 10.1007/s11207-005-5254-5. hdl : 20.500.11850/32984 . ISSN  0038-0938. S2CID  13223464.
81. Benz, Arnold O.; Brajša, Roman; Magdalenić, Jasmina (февраль 2007 г.). «Существуют ли радиотихие солнечные вспышки?». Solar Physics . 240 (2): 263–270. arXiv : astro-ph/0701570 . Bibcode : 2007SoPh..240..263B. doi : 10.1007/s11207-007-0365-9. hdl : 20.500.11850/6161 . ISSN  0038-0938. S2CID  16573386.
82. Reid, Hamish AS; Vilmer, Nicole (январь 2017 г.). «Корональные радиовсплески III типа и их рентгеновские вспышки и межпланетные аналоги III типа». Astronomy & Astrophysics . 597 : A77. arXiv : 1609.04743 . Bibcode :2017A&A...597A..77R. doi : 10.1051/0004-6361/201527758 . ISSN  0004-6361. S2CID  10367177.
83. Макколи, Патрик И.; Кэрнс, Айвер Х.; Морган, Джон; Гибсон, Сара Э.; Хардинг, Джеймс К.; Лонсдейл, Колин; Оберой, Дивья (2017-12-22). "Расщепление области источника солнечного радиовсплеска III типа из-за квазисепаратрисного слоя". The Astrophysical Journal . 851 (2): 151. arXiv : 1711.04930 . Bibcode : 2017ApJ...851..151M. doi : 10.3847/1538-4357/aa9cee . hdl : 20.500.11937/59959 . ISSN  1538-4357. S2CID  55002261.
84. Frank, LA; Gurnett, DA (декабрь 1972 г.). «Прямые наблюдения низкоэнергетических солнечных электронов, связанных с солнечным радиовсплеском III типа». Solar Physics . 27 (2): 446–465. Bibcode : 1972SoPh...27..446F. doi : 10.1007/bf00153116. ISSN  0038-0938. S2CID  120246109.
85. Гурнетт, DA; Андерсон, RR (1976-12-10). «Электронные плазменные колебания, связанные с радиовсплесками типа III». Science . 194 (4270): 1159–1162. Bibcode :1976Sci...194.1159G. doi :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. Boischot, A.; Warwick, JW (июнь 1959). «Радиоизлучение после вспышки 22 августа 1958 года». Journal of Geophysical Research . 64 (6): 683–684. Bibcode : 1959JGR....64..683B. doi : 10.1029/jz064i006p00683. ISSN  0148-0227.
88. Morosan, DE; Kilpua, EKJ; Carley, EP; Monstein, C. (март 2019 г.). «Механизм переменного излучения радиовсплеска типа IV». Астрономия и астрофизика . 623 : A63. arXiv : 1902.01140 . Bibcode : 2019A&A...623A..63M. doi : 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, РД (декабрь 1977 г.). «Исследование солнечных радиовсплесков типа V: I: Наблюдения». Solar Physics . 55 (2): 459–472. Bibcode :1977SoPh...55..459R. doi :10.1007/BF00152587. ISSN  0038-0938. S2CID  122708771.
92. Dulk, GA, DE Gary и S. Suzuki (1980). «Положение и поляризация солнечных вспышек типа V». Астрономия и астрофизика . 88 (1–2): 218–229. Bibcode : 1980A&A....88..218D.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
93. Tang, JF; Wu, DJ; Tan, CM (2013-11-26). "Излучение электронного циклотронного мазера в корональных арках и всплески солнечного радиотипа V". The Astrophysical Journal . 779 (1): 83. Bibcode :2013ApJ...779...83T. doi : 10.1088/0004-637X/779/1/83 . ISSN  0004-637X. S2CID  67757119.
94. Slottje, C. (июль 1972 г.). «Особые микроструктуры поглощения и излучения во вспышке солнечного радиоизлучения IV типа 2 марта 1970 г.». Solar Physics . 25 (1): 210–231. Bibcode :1972SoPh...25..210S. doi :10.1007/BF00155758. ISSN  0038-0938. S2CID  123199423.
95. Аурасс, Х.; Рауше, Г.; Манн, Г.; Хофманн, А. (2005-05-13). «Вспышки волокон как трехмерный зонд коронального магнитного поля в петлях после вспышки». Астрономия и астрофизика . 435 (3): 1137–1148. Bibcode : 2005A&A...435.1137A. doi : 10.1051/0004-6361:20042199 . ISSN  0004-6361.
96. Reid, Hamish AS (август 2016 г.). «Всплески солнечного типа III, наблюдаемые с помощью LOFAR». Азиатско-Тихоокеанская конференция по радионауке URSI 2016 г. (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». Space Science Reviews . 32 (4): 405. Bibcode : 1982SSRv...32..405K. doi : 10.1007/BF00177449. ISSN  0038-6308. S2CID  120187753.
98. Джонстон, К. Дж.; Фей, А. Л.; Гауме, Р. А.; Клауссен, М. Дж.; Хаммель, К. А. (август 2004 г.). «Недавние наблюдения сантиметрового радиоизлучения из системы Т Тельца». The Astronomical Journal . 128 (2): 822–828. Bibcode : 2004AJ....128..822J. doi : 10.1086/422490 . ISSN  0004-6256. S2CID  119664918.
99. Melrose, DB; Rafat, MZ (декабрь 2017 г.). «Механизм радиоизлучения пульсара: почему нет консенсуса?». Journal of Physics: Conference Series . 932 (1): 012011. Bibcode : 2017JPhCS.932a2011M. doi : 10.1088/1742-6596/932/1/012011 . ISSN  1742-6588.
100. Melrose, DB (июнь 1995). «Модели радиоизлучения пульсаров – нерешенные вопросы». Журнал астрофизики и астрономии . 16 (2): 137–164. Bibcode : 1995JApA...16..137M. doi : 10.1007/bf02714830. ISSN  0250-6335. S2CID  121747375.

Дальнейшее чтение

• Радиоизлучение Солнца и звезд. Далк, Джорджия (1985)
• Солнечная радиофизика: исследования излучения Солнца в метровом диапазоне волн под редакцией Маклина, ДЖ. и Лабрума, Н. Р. (1985)
• Радиофизика солнечной и космической погоды - Текущее состояние и будущее развитие под редакцией Гэри, DE и Келлера, CU (2004)
• Шестьдесят пять лет солнечной радиоастрономии: вспышки, выбросы корональной массы и связь Солнца и Земли Пик, М. и Вилмер, Н. (2008)
• Когерентное излучение Мелроуза, ДБ (2009)