Всплески радиоизлучения дециметрового диапазона (с частотами от сотен МГц до нескольких ГГц) наблюдаются на Солнце и других вспыхивающих звёздах. На Солнце такие всплески классифицируются как дециметровые всплески типа IV (t-IVdm). Их спектры часто содержат существенные мелкие структуры, такие как пульсации, всплески и различные структуры поглощения. Это отличает их от всплесков метрового и сантиметрового диапазонов.
Из-за отсутствия данных визуализации на дециметровых длинах волн более ранние исследования определяли ориентацию поля источника на основе гипотезы о ведущем солнечном пятне (Aschwanden 1986; Zlobec et al. 1987). Это приводит к противоречивым выводам о механизме t-IVdm всплесков.
За последние восемь десятилетий солнечной радиоастрономии только солнечные всплески, которые являются высокопреходящими, высокополяризованными и чрезвычайно яркими, широко приписываются излучению мазера на циклотронной частоте электронов (ECME), в то время как несколько других типов когерентных солнечных всплесков, таких как типы I, II и III, были приписаны плазменному излучению.
Анализ
Мы проанализировали вызванный вспышкой t-IVdm всплеск 20110924 со средне-высокими уровнями поляризации и из источников вблизи солнечного пятна. Событие наблюдалось NRH на нескольких частотах визуализации и SDO/AIA в мягком рентгеновском диапазоне. Цель — определить основной механизм излучения.
Рисунок 1: обзор радиовсплеска t-IVdm 24 сентября 2011 года
(a) Потоки мягкого рентгеновского излучения GOES для вспышки класса M7.1 при 1,0–8,0 Å.
(b) Динамические спектры, объединяющие данные обсерватории Сан-Вито (100–175 МГц), обсерватории Блейен (175–870 МГц) и обсерватории Ондржеёв (870–2000 МГц). Всплески I и II — это два компонента события t-IVdm.
(c) Временные профили максимальной TB и степени поляризации (d) с шагом в 10 секунд на восьми частотах NRH.
Событие состоит из двух основных подвсплесков (всплески I и II), каждый длительностью около 20 минут. Наблюдения выявили три особенности:
1. Оба компонента всплеска имеют высокую прерывистость, с чётко определёнными верхними и нижними частотными ограничениями на уровне ∼1–2 ГГц и 200–300 МГц соответственно.
2. Максимальная яркостная температура (TB) составляет ∼2 × 10¹¹ K для всплеска I и ∼4 × 10¹⁰ K для всплеска II.
3. Поляризация — левосторонняя с уровнями TB > 10¹¹ K и сильной поляризацией на таких частотах (например, Dulk 1985).
Источники NRH
Источники NRH систематически перемещались во время всплеска, демонстрируя по крайней мере два скачка, которые указывают на начало всплесков I и II. Около 13:00 UT источники переместились в область над вспыхивающими петлями, а ∼13:20 UT они прыгнули к западному участку петель, прямо над правым солнечным пятном с отрицательной полярностью. В течение всего процесса источники NRH хорошо согласовывались друг с другом, а источники с более высокой частотой были ближе к диску.
Выводы
Мы делаем два основных вывода:
1. Источники NRH обоих всплесков (I и II) лежат вдоль силовых линий, направленных к солнечному пятну с сильной левосторонней поляризацией (рис. 1(d)), поэтому оба всплеска относятся к X-моде, и
2. Источники хорошо согласуются с
Наиболее вероятным механизмом излучения является гармоника X-моды (X2) через ECME, поскольку альтернативный процесс когерентного плазменного излучения привёл бы к O-моде для фундаментальной ветви или слабой поляризации для
Мы также смоделировали перенос энергичных электронов, движущихся вниз по корональной петле. Мы обнаружили, что большинство электронов отражаются в сходящихся полях солнечных пятен в диапазоне высот 20–100 Мм. Это согласуется с чётко определёнными спектральными диапазонами таких всплесков.
Это исследование предоставляет существенные доказательства того, что всплеск t-IVdm, вызванный вспышкой, индуцирован ECME в гармоническом X-режиме, и значительно расширяет применение ECME в солнечной радиоастрономии и предоставляет солнечные образцы для аналогичных всплесков от других вспыхивающих звёзд.
Ссылки
- Aschwanden, M.: 1986, SoPh, 104, 57
- Zlobec, P., Messerotti, M., Li, H. et al.: 1987, SoPh, 114, 375
- Dulk, G.: 1985, ARA&A, 23, 169
- Chen, Y., Zhang, Z., Ni, S., et al.: 2022, ApJL, 924, L34
Данное исследование основано на статье Lv M., Zhong Z., Kong X., Ning, H., Yu, F., Wang B., Tan B., Victor, M., Alexey, K., Song, H., Zheng R., Chen Y., «A Flare-related Decimetric Type-IV Radio Burst Induced by the X2 Radiation of Electron Cyclotron Maser Emission», ApJL, 989, L24, DOI: https://doi.org/10.3847/2041-8213/adf5c6.