Figura 1. Una sinossi schematica che illustra uno scenario qualitativo della generazione di striature quasi periodiche in uno spettro dinamico del burst di tipo III da parte di un treno di onde magnetoacustiche veloci in propagazione. Credito:Kolotkov et al (2018)
I treni di onde magnetoacustiche veloci sono una promettente sonda sismologica della corona solare, rivelando la connettività magnetica e fornendo una stima del valore assoluto del campo magnetico coronale. Le osservazioni radio a bassa frequenza consentono il rilevamento di treni di onde veloci nella corona media e superiore, sopra il campo visivo degli imager e degli spettrografi EUV, attraverso la modulazione dell'emissione radio dalle variazioni della concentrazione di elettroni.
I ricercatori hanno ora presentato la prima identificazione di un treno d'onda magnetoacustico veloce quasi periodico che si propaga nella corona centrale, nella struttura fine di un burst radio metrico di tipo III (vedi Figura 1). Tale associazione diretta della striatura quasi periodica osservata nell'emissione di tipo III con un'onda MHD specifica viene condotta per la prima volta in questo lavoro.
Il burst analizzato è stato osservato con LOFAR. Lo spettro dinamico del burst ha una struttura fine rappresentata da strie quasi periodiche che si spostano lentamente (Figura 2, pannello di sinistra), il che indica che il fascio di elettroni che produce il burst si propaga verso l'alto attraverso il plasma coronale modificato da un'onda di compressione viaggiante la cui velocità di fase è molto inferiore a quella del fascio.
L'analisi dello spettro dinamico rivela la presenza di due componenti quasi-oscillatori tra circa 35 MHz e 39 MHz (cioè 1,6 R ? a 1.7 R ? assumendo il modello di densità di Newkirk dell'atmosfera solare):uno con la lunghezza d'onda di 2 Mm, propagazione a 657 km s -1 , che dà un periodo di oscillazione di 3 s; e un altro con la lunghezza d'onda di 12 Mm la cui velocità di fase non può essere stimata a causa del breve intervallo di frequenza della rivelazione. Sopra 1.7 R ? , il flusso radio si comporta piuttosto stocasticamente, senza una componente periodica pronunciata (cfr. articolo di Chen et al. 2018).
Figura 2. A sinistra:Frammento di un'esplosione radio solare di tipo III avvenuta il 16 aprile 2015 e osservato da LOFAR. Le linee rette verdi mostrano l'adattamento delle strie osservate mediante funzioni lineari. Le regioni di apparente raggruppamento delle strie in tre gruppi distinti sono indicate come “I”, “II”, e “III”, e separati dalle linee tratteggiate orizzontali. A destra:burst modellato prodotto dal meccanismo mostrato nelle Figure 1 e 3. La linea tratteggiata bianca mostra gli istanti di tempo del massimo flusso radio a ciascuna frequenza di osservazione. Credito:Kolotkov et al (2018)
Meccanismo di modulazione
Le caratteristiche rilevate dell'onda viaggiante a lunghezza d'onda più corta suggeriscono un'associazione con una delle modalità MHD veloci. È molto improbabile che l'onda di Alfvén produca l'oscillazione coerente osservata a causa della sua natura non collettiva e miscelazione di fase. Anche il meccanismo responsabile della periodicità osservata di 3 secondi delle onde di Alfvén non è chiaro. In contrasto, le caratteristiche osservate del moto ondoso sono coerenti con le proprietà dei treni di onde magnetoacustiche veloci dispersive, modello d'onda quasi periodico di compressione che potrebbe facilmente modulare le onde di Langmuir (ad esempio Kontar 2001), guidato da una non uniformità del plasma allineato al campo, già rilevato nella corona solare.
In questa interpretazione, la periodicità osservata risulta dalla dispersione della guida d'onda, ed è coerente sia con le stime teoriche (vedi ad es. Li et al. 2018 e riferimenti ivi contenuti) che precedenti osservazioni nella luce visibile (ad es. Williams et al. 2002) e nelle bande decimetriche e delle microonde (ad es. Mészárosová et al. 2011) a basse altezza. In questo scenario, un impulso magnetoacustico veloce a banda larga si propaga lungo una disuniformità magnetica allineata al campo che funge da guida d'onda, ed evolve gradualmente in un treno d'onda quasi periodico a causa della dispersione della guida d'onda. Un fascio di elettroni segue lo stesso tubo di flusso magnetico e interagisce con il plasma. La concentrazione plasmatica è modulata localmente dal treno d'onda veloce. L'interazione fascio-plasma genera l'emissione radio modulata quasi periodicamente osservata da LOFAR.
Nello studio attuale, i ricercatori suggeriscono un semplice modello quantitativo che spiega la modulazione osservata del flusso radio basata sulla ridistribuzione dell'intensità dell'emissione radio su perturbazioni spazialmente quasi periodiche della densità del plasma nell'onda veloce (Figura 3). Si assume che l'intensità di emissione elettromagnetica in un determinato canale di frequenza sia proporzionale alla quantità di plasma nel volume emettitore. La densità del plasma di fondo perturbato dall'onda porta alla comparsa di picchi alle corrispondenti frequenze del plasma, che corrispondono all'emissione proveniente dalle regioni del gradiente di densità radiale più basso. Adattando questo modello allo spettro dinamico osservato (Figura 2, pannello di destra) ci fornisce l'ampiezza relativa del treno di onde veloci che si propaga, che è circa lo 0,35 percento o 2 km s -1 .
Figura 3. Meccanismo per la generazione di strie quasi periodiche nel lampo radio di tipo III osservato. Le aree ombreggiate mostrano la risoluzione spettrale LOFAR, Canali di frequenza a 12 kHz moltiplicati per un fattore 10 per una migliore visualizzazione, entro il quale viene calcolata l'intensità di emissione. Le linee nere (rosse) mostrano un profilo di densità del plasma di Newkirk non perturbato (perturbato da un'oscillazione di densità armonica) (a sinistra) e la corrispondente intensità di emissione (a destra). Credito:Kolotkov et al (2018)
Stima del campo magnetico
Trattando la velocità di propagazione dell'onda rilevata come una velocità veloce e fissando altri parametri del plasma ai loro valori tipici all'altezza osservata 1,7 R ? , i ricercatori stimano che il valore della velocità di Alfvén a questa altezza sia di circa 622 km s -1 . Usando questo valore, hanno determinato che l'intensità del campo magnetico era di circa 1,1 G, che è coerente con il modello radiale del campo magnetico.
Questa osservazione è la più alta rivelazione di un treno di onde magnetoacustiche veloci nell'atmosfera solare nella banda radio. La lunghezza d'onda delle onde veloci rilevate è troppo corta per consentire l'uso della spettroscopia di imaging con LOFAR. Però, le osservazioni spazialmente non risolte interpretate come onde veloci di periodo più lungo in altri eventi (vedi ad esempio CESRA nugget di Goddard et al.) suggeriscono che la spettroscopia di imaging con LOFAR potrebbe essere applicata all'analisi di eventi simili.
