Los picos de radio solar son de corta duración, Ráfagas de radio de banda estrecha que son firmas de la aceleración de electrones no térmicos en las erupciones solares. Se observan en un amplio rango de frecuencias desde las decenas de MHz (Melnik et al. 2014) al rango de GHz (Benz et al. 1992) y tienen algunas de las duraciones más cortas y anchos de banda estrechos de cualquier ráfaga de radio solar. El origen de los picos no se comprende completamente. Sus breves duraciones representan un límite superior para el tiempo de liberación de energía, y junto con sus anchos de banda de frecuencia estrechos, los picos son indicativos de procesos que ocurren en escalas de tiempo de milisegundos, proporcionando una vía para estudiar los procesos más rápidos en la corona solar. Las altas temperaturas de brillo asociadas con los picos indican mecanismos coherentes; a saber, emisión de plasma o emisión de maser de ciclotrón de electrones (ECM).

En el artículo reciente, Clarkson y col. (2021) han informado por primera vez el espacio, frecuencia, y observaciones resueltas en el tiempo de picos de radio individuales asociados con una eyección de masa coronal (CME).

Usando la resolución de tiempo y frecuencia de LOFAR, pudimos resolver picos de radio individuales entre 30 y 70 MHz (Figura 1) y analizar sus diversas características, incluida la duración, ancho de frecuencia, deriva de frecuencia, zona, y movimiento aparente en escalas de decenas de milisegundos. El evento de quema se asoció con una serie de ráfagas de Tipo III junto con una ráfaga de CME y Tipo II, Se cree que se originó a partir de una erupción en chorro (Chrysaphi et al. 2020). Se observaron picos tanto antes como después de la CME, con la mayor parte de los picos observados que ocurren dentro de la estela CME. El mismo análisis se realizó en estrías individuales de estallidos de Tipo IIIb que ocurrieron durante el mismo período. Tanto los picos como las estrías muestran características similares:una duración decreciente, aumentar el ancho de banda, y área decreciente, con frecuencia. Descubrimos que las tasas de deriva de los picos infieren velocidades del excitador de aproximadamente 10 a 50 km s ^-1 .

Una de las observaciones intrigantes es que los movimientos del centroide de los picos (y estrías) no son radiales, pero paralelo al brazo solar (Figura 2a). Analizando la variación temporal del área de la espiga y el movimiento vertical en el plano de la imagen (Figura 2b, C), encontramos que tanto el cambio en la extensión del área como el movimiento son más pronunciados durante la fase de decaimiento. Los picos muestran velocidades superluminales entre 0,76 y 1,8c y expansión superluminal de los tamaños de la fuente FWHM. Esta no es la velocidad física del excitador y puede explicarse en el contexto de la dispersión de las ondas de radio debido a la turbulencia de densidad anisotrópica. En Kontar et al. (2019), Se demostró que se requería turbulencia de densidad anisotrópica para explicar simultáneamente tanto los tiempos de desintegración de Tipo III observados como el tamaño de la fuente. En un medio con fluctuaciones de densidad anisotrópica, La dispersión de ondas de radio induce un cambio en la emisión observada preferentemente a lo largo de la dirección del campo magnético guía. Más lejos, Las simulaciones de dispersión predicen que el movimiento superluminal aparente es posible debido a los efectos de dispersión y muestran que en ángulos heliocéntricos más grandes, la emisión observada está sujeta a mayores cambios inducidos y velocidades aparentes.

El documento muestra que los picos de radio de baja frecuencia se ven fuertemente afectados por la dispersión debido a la radiación que escapa a través de la turbulencia de densidad anisotrópica. con dispersión preferentemente a lo largo del campo magnético guía. Para este evento, los movimientos de picos y estrías indican que las líneas del campo magnético son paralelas a la rama solar. La emisión de picos se origina en una región dentro de la estela CME donde la formación de bucles extendidos posteriores a la reconexión podría ser la ubicación de una débil aceleración del haz de electrones. El dominio de dispersión actuará para extender el perfil de tiempo de pico, lo que implica que el tiempo de liberación de energía es más corto de lo que se supone a menudo en la literatura. Las simulaciones de Kuznetsov et al. (2020) muestran que una anisotropía más fuerte conduce a tamaños de fuente pico observados más pequeños y velocidades superluminales. Por lo tanto, las propiedades de las espigas y las estrías son consistentes con la anisotropía α =0.1−0.2, que es más alto de lo que normalmente se requiere en configuraciones de campo abierto para explicar las ráfagas de Tipo III. Como consecuencia, la anisotropía de la turbulencia de densidad en configuraciones de circuito cerrado podría ser mayor que a lo largo de líneas de campo abierto. Las similitudes y el origen coespacial de los picos y estrías indican que tienen un excitador común. Además, el Tipo III, Tipo IIIb, Tipo II, y las explosiones de picos en este evento comparten el mismo sentido de polarización. Combinado con la altura coronal de la emisión cuando es poco probable que se cumpla la condición de emisión ECM, es probable que los picos se produzcan a través del mecanismo de emisión de plasma cerca de la frecuencia del plasma.