Радиовсплески типа III раскрывают скрытые изгибы солнечного магнитного поля

Международная группа исследователей под руководством Д. Л. Кларксона обнаружила, что изменения скорости дрейфа солнечных радиовсплесков типа III могут быть вызваны не только флуктуациями плотности плазмы, но и значительными отклонениями магнитного поля, включая зигзагообразные траектории. Работа опубликована в журнале The Astrophysical Journal и основана на данных зонда Parker Solar Probe, собранных в течение одной недели наблюдений за 24 всплесками.

Солнечные радиовсплески (или радиовспышки) типа III представляют собой мощный диагностический инструмент для изучения внешних слоев солнечной атмосферы и гелиосферы. Их природа неразрывно связана с движением электронных пучков вдоль линий магнитного поля. Поскольку электроны распространяются с релятивистскими скоростями, они генерируют радиоизлучение через плазменный механизм, а частота этого излучения напрямую зависит от плотности окружающей среды.

Таким образом, отслеживая пиковую интенсивность и скорость дрейфа частоты во времени, можно судить о параметрах траектории и свойствах плазмы. В классическом случае радиального движения ожидается плавное уменьшение скорости дрейфа. Однако наблюдаемая картина часто оказывается сложнее из-за тонких структур, например, полос, вызванных локальными флуктуациями плотности. Более того, если электронный пучок движется внутри замкнутой корональной петли, скорость дрейфа может замедлиться до нуля и даже изменить знак, что служит прямым указанием на крупномасштабную магнитную архитектуру.

В новом исследовании авторы поставили целью выяснить, могут ли изменения скорости дрейфа, не объяснимые реалистичными вариациями плотности, возникать из-за искривлений магнитного поля, включая так называемые обратные петли и зигзагообразные отклонения. Для этого были проанализированы 24 всплеска типа III, зарегистрированные зондом Parker Solar Probe в течение одной недели. Пиковые частоты каждого события были преобразованы в эффективное расстояние вдоль луча, после чего сравнивались с гладкой полиномиальной аппроксимацией.

Порог шума был оценен в 0,57 радиуса Солнца, и любое отклонение выше этой величины считалось статистически значимым. Результат показал, что ровно половина из 24 всплесков демонстрирует отклонения, превышающие данный порог, причем среднее смещение составило 1,1 солнечного радиуса. Такие расхождения можно объяснить двумя альтернативными механизмами: либо вариациями плотности на уровне 10–30 процентов, либо отклонениями магнитного поля на углы от 23 до 88 градусов в пространственных масштабах от 1,8 до 6,4 радиуса Солнца.

Особенно важным результатом стало выделение четырех всплесков, которые в деталях воспроизводят характерные признаки моделирования искривленных магнитных конфигураций. В этих случаях для объяснения наблюдаемых изменений скорости дрейфа потребовались бы нереалистично большие флуктуации плотности, тогда как интерпретация с помощью зигзагообразных отклонений поля выглядит полностью правдоподобной.

Таким образом, исследование впервые систематически демонстрирует, что вариации профилей всплесков типа III могут быть вызваны как чисто плазменными неоднородностями, так и геометрией магнитного поля.

Работа показала, что примерно половина проанализированных всплесков типа III имеет отклонения параметров, которые невозможно объяснить только колебаниями плотности без привлечения нереалистичных допущений. В четырех случаях наиболее вероятной причиной оказались именно искривления магнитного поля с изменением направления на десятки градусов. Это открытие подтверждает ценность радиовсплески типа III как дистанционного зонда для изучения тонкой структуры магнитного поля в солнечной короне и внутренней гелиосфере, позволяя различать вклады плотностных и магнитных неоднородностей.

Присоединяйтесь к нам в соцсетях