Simulaciones de una fuente afectada por los efectos de propagación de ondas de radio a medida que viaja en diferentes ángulos hacia la línea de visión del observador. La izquierda, medio, y los paneles de la derecha ilustran la apariencia de una fuente que se propaga en ángulos θ =0o, 10o, 30o, respectivamente, a la línea de visión del observador. Las fotos (puntos azul claro) se emiten desde una fuente puntual (cruz roja) a 32 MHz (1.75R⊙, indicado por el gris, línea discontinua) y se propagan a través de un medio con un nivel de turbulencia ϵ =0.8 y anisotropía α =0.3. La posición aparente y el tamaño FWHM de la fuente, con respecto al Sol (círculo naranja), se indican con una cruz y un círculo azul oscuro, respectivamente. Crédito:Figura adaptada de Kontar et al. (2019).
La emisión de radio solar se produce en el medio turbulento de la atmósfera solar, y sus propiedades observadas (posición de la fuente, Talla, perfil de tiempo, polarización, etc.) se ven significativamente afectados por la propagación de las ondas de radio del emisor al observador. La dispersión de ondas de radio en irregularidades de densidad aleatorias se ha reconocido desde hace mucho tiempo como un proceso importante para la interpretación de los tamaños de las fuentes de radio (p. Ej., Steinberg y col. 1971), posiciones (por ejemplo, Fokker 1965; Stewart 1972), directividad (por ejemplo, Thejappa y col. 2007; Bonnin y col. 2008; Reiner y col. 2009), y perfiles de intensidad-tiempo (p. ej., Krupar y col. 2018, Bian y col. 2019). Si bien se han desarrollado varias simulaciones de Monte Carlo para describir la dispersión de ondas de radio (principalmente para fluctuaciones de densidad isotrópica), no todos están de acuerdo. El presente trabajo aborda este importante tema ampliando y mejorando las descripciones anteriores.
En el artículo reciente, Los investigadores revisaron la técnica numérica de Monte Carlo utilizada para resolver las ecuaciones de Langevin modelando tanto los tamaños de fuente como los perfiles de tiempo. La dispersión isotrópica es incompatible con las observaciones de los tamaños de las fuentes de radio solar y los perfiles de tiempo. Por lo tanto, los investigadores construyeron un nuevo modelo que permite el análisis cuantitativo de la propagación de ondas de radio en un medio que contiene un simétrico axial, pero anisotrópico, componente de dispersión. Las expresiones explícitas para las ecuaciones de Langevin en el caso de la dispersión anisotrópica se derivaron y se presentaron en la sección 3.2 de Kontar et al. (2019).
Las propiedades de las fuentes, obtenido de las simulaciones de trazado de rayos (ver Figura 1), se estudiaron asumiendo que los fotones se propagaban en diferentes ángulos a la línea de visión (LOS) del observador (ver Figura 2). Los investigadores encontraron que el tamaño de la fuente FWHM a lo largo de la dirección x disminuye al aumentar el ángulo desde la LOS, mientras que el tamaño de la fuente FWHM en la dirección y cambia solo débilmente. Curiosamente, aunque los efectos de dispersión de ondas de radio conducen a fuentes de gran tamaño, la directividad es predominantemente en la dirección radial; un resultado que difiere de los primeros resultados que sugieren directividad isotrópica (patrón de emisión) debido a la dispersión.
Una animación que muestra cómo los fotones de una fuente puntual de radio que emite a 32 MHz se ven afectados por los efectos de propagación de ondas de radio a medida que viajan hacia la heliosfera (donde α =0.3 y ϵ =0.8). El panel de la izquierda ilustra la forma en que aparecerá la fuente si se propaga directamente hacia el observador, mientras que el panel derecho indica cómo aparecerá la fuente si se propaga perpendicularmente a la línea de visión del observador. Crédito:Figura adaptada de Kontar et al. (2019).
Las mediciones de tamaño de fuente y perfil de tiempo de las simulaciones numéricas de Monte Carlo se compararon con observaciones de tamaños de fuente y tiempos de caída en un amplio rango de frecuencias (0.02-500 MHz). Los investigadores encontraron que tanto el tamaño de la fuente como el tiempo de desintegración de las observaciones pueden coincidir solo si se tiene en cuenta la anisotropía. mientras que cuando se ignora, solo una de las dos propiedades se puede combinar a la vez.
El principal resultado de este trabajo proviene de la comparación de las simulaciones con la imagen combinada y las observaciones de retardo de tiempo en función de la frecuencia. Tal comparación nos lleva a la conclusión de que las observaciones de los tamaños y duraciones de las ráfagas de radio solar Tipo III, en una amplia gama de frecuencias, requieren dispersión anisotrópica en toda la heliosfera entre el Sol y la Tierra, con un factor de anisotropía 0,3 y con las fluctuaciones de densidad predominantemente perpendiculares a la dirección radial. Al mismo tiempo, Las conclusiones sobre el nivel de fluctuaciones de densidad también dependen de, y por lo tanto requieren conocimiento de, las escalas de densidad exterior. El modelo numérico desarrollado sugiere que se requieren fluctuaciones de densidad anisotrópica (menor potencia en la dirección paralela) para tener en cuenta los tamaños de la fuente y los tiempos de desintegración simultáneamente. para todo tipo de ráfagas de radio que emiten emisión de radio de plasma.
