Las ráfagas de tipo III se encuentran entre las señales de radio más fuertes que se observan de forma rutinaria tanto por instrumentos espaciales como terrestres. Se generan a través del mecanismo de emisión de plasma, cuando los haces de electrones supratérmicos interactúan con el plasma ambiental, desencadenando emisiones de radio en la frecuencia de plasma (la emisión fundamental) o en su segundo armónico (la emisión armónica). A medida que los haces de electrones se propagan hacia afuera desde el sol, Las emisiones de radio se generan a frecuencias progresivamente más bajas que corresponden a una densidad de plasma del viento solar ambiental decreciente. Las ráfagas de tipo III se pueden detectar simultáneamente en una amplia gama de longitudes, y sus fuentes de radio se encuentran a distancias radiales considerablemente mayores que las predichas por los modelos de densidad de electrones.

Estas oscuras propiedades se atribuyen a menudo a la dispersión de ondas de radio por falta de homogeneidad de la densidad de electrones. La nave espacial Parker Solar Probe (PSP), lanzado en agosto de 2018, es un proyecto de la NASA para sondear la corona exterior del sol. Su principal objetivo científico es determinar la estructura y dinámica del campo magnético coronal del sol, comprender cómo se calientan y aceleran la corona solar y el viento solar, y determinar qué procesos son responsables de las partículas energéticas solares. Un nuevo estudio informa sobre un estudio estadístico de los tiempos de caída de ráfagas de tipo III y las mediciones de fluctuaciones de densidad in situ.

Los investigadores analizaron una gran cantidad de ráfagas de tipo III observadas por PSP durante el perihelio n. ° 2 para recuperar estadísticamente sus tiempos de caída exponencial en función de la frecuencia (Figura 1a). Durante este período, las distancias radiales desde el sol oscilaron entre 35,7 y 53,8 radios solares. Krupar y col. (2018) realizaron un análisis similar de 152 ráfagas de tipo III entre 125 kHz y 1 MHz observadas por la nave espacial STEREO ubicada en 1 au. El índice espectral obtenido es aproximadamente dos veces más pequeño que para PSP.

Los investigadores señalan que una frecuencia de plasma de 1 MHz, donde la pendiente cambia entre STEREO y PSP, corresponde a una distancia radial de ocho radios solares, donde la velocidad del viento solar generalmente excede la velocidad de Alfvén, y el viento solar se vuelve super-alfvénico. Por tanto, no es de extrañar que las propiedades de ráfagas de tipo III cambien alrededor de una frecuencia de 1 MHz a medida que el plasma de fondo cambia significativamente. Los científicos señalan que las ráfagas de tipo III también exhiben un máximo de densidad espectral de potencia a 1 MHz.

Implementaron una técnica de simulación de Monte Carlo para estudiar el papel de la dispersión en los tiempos de desintegración. Desde los tiempos de llegada, calcularon los tiempos de desintegración y los compararon con los observados por PSP. Los resultados sugieren que la caída exponencial de la densidad espectral de potencia observada puede explicarse por la dispersión de la señal de radio por inhomogeneidades de densidad en el viento solar. Las fluctuaciones de densidad relativa de electrones fueron 0.09-0.22 a la longitud de escala de turbulencia efectiva (Figura b).

En resumen, Los tiempos de caída de ráfagas de tipo III entre 1 y 10 MHz son estadísticamente más largos de lo esperado según las observaciones anteriores a frecuencias más bajas. Esto puede explicarse por diferentes parámetros del plasma ambiental por encima del punto Alfvén, o porque se observó preferiblemente el componente armónico por encima de 1 MHz. Si esto último es cierto, las variaciones en los tiempos de caída exponencial se pueden utilizar para distinguir componentes fundamentales y armónicos dentro de una sola ráfaga de tipo III. Al comparar las observaciones de PSP y las simulaciones de Monte Carlo, los investigadores predijeron fluctuaciones de densidad relativa a distancias radiales entre 2,5 y 14 radios solares en un rango de 0,22 a 0,09.