I lampi radio di tipo III dal sole sono firme di elettroni energetici (∼1-100 keV), accelerato nei siti di riconnessione, propagandosi verso l'alto attraverso la corona nel mezzo interplanetario lungo linee di campo magnetico aperte. Si ritiene che il meccanismo di emissione dei burst sia dovuto a processi di plasma coerenti. I burst si osservano tipicamente nell'intervallo di frequenza ≈1GHz–10kHz, che corrisponde all'intervallo di distanza radiale tra la corona bassa-superiore; ciò implica che i burst di tipo III possono essere utilizzati per tracciare il campo magnetico coronale nell'intervallo di distanza.

Le esplosioni di tipo III si verificano comunemente in gruppi, e le singole esplosioni in un gruppo sono dovute a episodi di accelerazione che si verificano in luoghi diversi nella stessa regione attiva (Reid e Ratcliffe, 2014). In letteratura sono documentate osservazioni che mostrano spostamenti nel baricentro del burst di tipo III nel corso dell'evento (Vlahos e Raoult, 1994). Ma i rapporti sulla corrispondenza tra tali cambiamenti e le posizioni della massima emissione nell'associato Hα flare (che si presume siano i siti dell'accelerazione dell'elettrone) sono rari. Qui, presentiamo osservazioni simultanee di dati dal Gauribidanur Radioheliograph (GRAPH) e dai dati Kodaikanal Halpha e cerchiamo spostamenti di posizione in essi ispezionando i cambiamenti inter-pixel nelle rispettive immagini.

L'immagine raffigurata mostra le osservazioni GLOSS del 14 gennaio 2015 nell'intervallo di tempo 06:42–07:00 UT. L'intensa zona di emissione durante ≈06:48–06:54 UT corrisponde a un gruppo di esplosioni di tipo III. Le altre caratteristiche di deriva veloce simili luminose e deboli separate, ma non come un gruppo come il primo, vicino a ≈06:55:30 UT e ≈06:57 UT sono burst di tipo III isolati. Nello stesso giorno si è verificato un brillamento Hα di classe SF dalla regione attiva AR 12259 situata alle coordinate eliografiche S14W02. Il brillamento è stato osservato durante il periodo ≈06:49–07:04 UT con un massimo alle ≈06:52 UT.

C'era anche un bagliore di raggi X morbidi GOES di classe C2.3 nell'intervallo di tempo ≈06:46–06:57 UT. Il suo massimo era a ≈06:51 UT.5 Un confronto dei tempi indica che le esplosioni di tipo III isolate e il gruppo di esplosioni di tipo III si sono verificate all'interno del periodo di riacutizzazione. Gli spostamenti di posizione delle immagini radio e Hα sono tracciati utilizzando metodi di centroide (Kontar et al, 2017). Per le immagini radiofoniche, abbiamo generato mappe utilizzando AIPS con dimensione dei pixel di ~ 14". Ciò indica chiaramente che i singoli burst nel gruppo burst di tipo III sono dovuti alla frammentazione spaziale e temporale del rilascio di energia primaria vicino al sito del flare nella cromosfera come rivelato dall'Hα osservazioni Le osservazioni del gruppo di raffiche di tipo III sono le firme coronali di un rilascio di energia così frammentato.

I risultati sono pubblicati nel Lettere per riviste astrofisiche , e hanno riportato la prima evidenza osservativa di una correlazione tra i cambiamenti nelle posizioni del baricentro di un gruppo di radio burst di tipo III e quella dell'emissione associata di razzi Hα. Simili osservazioni ottiche e radio ad alta risoluzione spaziale sarebbero utili per comprendere meglio il tema del rilascio di energia frammentata poiché finora è stato affrontato principalmente utilizzando studi nel dominio del tempo e dello spettro. Anche l'accoppiamento magnetico tra i livelli nell'atmosfera solare e il modo in cui le particelle energetiche sono guidate attraverso la corona nello spazio interplanetario potrebbe essere sondato utilizzando tali osservazioni.