Figura 1:(a) Spettri dinamici di picchi e burst di tipo IIIb. (b) Burst di tipo IIIb (post-CME) (c) Spike cluster (d) Un singolo picco. (e) burst di tipo IIIb (pre-CME). Credito:adattato da Clarkson et al. (2021).
I picchi radio solari sono di breve durata, esplosioni radio a banda stretta che sono le firme dell'accelerazione di elettroni non termici nei brillamenti solari. Sono osservati su un'ampia gamma di frequenze dalle decine di MHz (Melnik et al. 2014) alla gamma GHz (Benz et al. 1992) e hanno alcune delle durate più brevi e larghezze di banda strette di qualsiasi lampo radio solare. L'origine dei picchi non è completamente compresa. Le loro brevi durate rappresentano un limite superiore per il tempo di rilascio di energia, e accoppiato con le loro larghezze di banda di frequenza strette, i picchi sono indicativi di processi che si verificano su scale temporali di millisecondi, fornendo una strada per studiare i processi più veloci nella corona solare. Le alte temperature di luminosità associate ai picchi indicano meccanismi coerenti; vale a dire, emissione al plasma o emissione maser ciclotrone elettronico (ECM).
Nel recente documento, Clarkson et al. (2021) hanno riportato per la prima volta lo spazio, frequenza, e osservazioni risolte nel tempo di singoli picchi radio associati a un'espulsione di massa coronale (CME).
Utilizzando la risoluzione di tempo e frequenza di LOFAR, siamo stati in grado di risolvere i singoli picchi radio tra 30 e 70 MHz (Figura 1) e analizzarne le varie caratteristiche, compresa la durata, larghezza di frequenza, deriva di frequenza, la zona, e moto apparente su scale di decine di millisecondi. L'evento flaring è stato associato a una serie di burst di tipo III insieme a un burst CME e di tipo II, pensato per provenire da un'eruzione a getto (Chrysaphi et al. 2020). Sono stati osservati picchi sia prima che dopo il CME, con la maggior parte dei picchi osservati che si verificano all'interno della scia CME. La stessa analisi è stata eseguita su singole strie di burst di tipo IIIb che si sono verificati nello stesso periodo. Sia le punte che le strie mostrano caratteristiche simili:una durata decrescente, aumento della larghezza di banda, e area decrescente, con frequenza. Abbiamo scoperto che i tassi di deriva degli spike deducono velocità di eccitazione di circa 10-50 km s -1 .
Figura 2:proprietà temporali del picco mostrato nella Figura 1d a 34,5 MHz. (a) Movimento del baricentro della punta (triangoli colorati) sovrapposto a un'immagine SDO/AIA 171 Å. I simboli più blu mostrano la posizione del centroide del picco di altri picchi pre-CME, mentre i simboli più bianchi indicano quelli post-CME. Le linee grigie con marcatori romboidali (pre-CME) e triangolari (post-CME) rappresentano il movimento baricentrico di due singole strie della Figura 1 (b, e). (b) Area FWHM osservata nel tempo. (c) Movimento del baricentro verticale del picco nel tempo. Le curve rosse rappresentano la curva di luce del picco normalizzata. Credito:adattato da Clarkson et al. (2021).
Una delle osservazioni interessanti è che i movimenti del baricentro della punta (e delle strie) non sono radiali, ma parallela al lembo solare (Figura 2a). Analizzando la variazione temporale dell'area del picco e del movimento verticale nel piano dell'immagine (Figura 2b, C), troviamo che sia il cambiamento nell'estensione dell'area che il movimento sono più pronunciati durante la fase di decadimento. I picchi mostrano velocità superluminali comprese tra 0,76 e 1,8c e l'espansione superluminale delle dimensioni della sorgente FWHM. Questa non è la velocità fisica dell'eccitatore e può essere spiegata nel contesto della dispersione delle onde radio dovuta alla turbolenza di densità anisotropa. In Kontar et al. (2019), è stato dimostrato che la turbolenza di densità anisotropa era necessaria per spiegare simultaneamente sia i tempi di decadimento di tipo III osservati che le dimensioni della sorgente. In un mezzo con fluttuazioni di densità anisotrope, la diffusione delle onde radio induce uno spostamento dell'emissione osservata preferenzialmente lungo la direzione del campo magnetico guida. Ulteriore, le simulazioni di scattering prevedono che il movimento superluminale apparente è possibile a causa degli effetti di scattering e mostrano che ad angoli eliocentrici più grandi, l'emissione osservata è soggetta a maggiori spostamenti indotti e velocità apparenti.
L'articolo mostra che i picchi radio a bassa frequenza sono fortemente influenzati dalla dispersione dovuta alla fuga di radiazioni attraverso la turbolenza di densità anisotropa, con diffusione preferenzialmente lungo il campo magnetico guida. Per questo evento, i movimenti della punta e delle strie indicano che le linee del campo magnetico sono parallele al lembo solare. L'emissione di picco ha origine in una regione all'interno della scia CME dove la formazione di anelli di post-riconnessione estesi potrebbe essere la sede di una debole accelerazione del fascio di elettroni. La dominanza scattering agirà per estendere il profilo temporale del picco, implicando che il tempo di rilascio dell'energia è più breve di quanto spesso si presume in letteratura. Le simulazioni di Kuznetsov et al. (2020) mostrano che un'anisotropia più forte porta a dimensioni della sorgente di picco osservate più piccole e velocità superluminali. Le proprietà di spike e strie sono quindi coerenti con l'anisotropia α=0.1-0.2, che è più alto di quanto tipicamente richiesto nelle configurazioni in campo aperto per spiegare i burst di tipo III. Di conseguenza, l'anisotropia della turbolenza di densità nelle configurazioni ad anello chiuso potrebbe essere maggiore di quella lungo le linee di campo aperto. Le somiglianze e l'origine co-spaziale delle punte e delle strie indicano che hanno un eccitatore comune. Inoltre, il tipo III, Tipo IIIb, Tipo II, e le raffiche di picchi in questo evento condividono lo stesso senso di polarizzazione. In combinazione con l'altezza coronale dell'emissione in cui è improbabile che la condizione per l'emissione ECM sia soddisfatta, è probabile che i picchi vengano prodotti tramite il meccanismo di emissione del plasma vicino alla frequenza del plasma.
