Scyntylacja międzyplanetarna

W astronomii scyntylacja międzyplanetarna odnosi się do przypadkowych fluktuacji natężenia fal radiowych pochodzenia niebieskiego , w skali czasu kilku sekund. Jest to analogiczne do migotania , które widzi się patrząc nocą na gwiazdy na niebie , ale w radiowej części widma elektromagnetycznego , a nie widzialnej . Scyntylacja międzyplanetarna jest wynikiem fal radiowych przemieszczających się poprzez fluktuacje gęstości elektronu i protony tworzące wiatr słoneczny .

Wczesna nauka

Scyntylację, czyli szybką modyfikację w falach radiowych spowodowaną małymi strukturami w jonosferze , znaną jako scyntylacja jonosferyczna , zaobserwował już w 1951 roku Antony Hewish , a następnie opisał nieprawidłowości w promieniowaniu otrzymanym podczas obserwacji jasnego źródła radiowego w Byku w 1954 roku. Hewish rozważał różne możliwości i zasugerował, że nieregularności w koronie słonecznej spowodowałyby rozpraszanie przez załamanie i mógł powodować obserwowane przez niego nieprawidłowości. Dziesięć lat później, dokonując astrometrycznych kilku jasnych źródeł niebieskich fal radiowych za pomocą interferometru radiowego , Hewish i dwóch współpracowników odnotowali „niezwykłe fluktuacje intensywności” w kilku źródłach. Dane zdecydowanie potwierdziły pogląd, że fluktuacje wynikały z nieregularności gęstości plazmy związanych z wiatrem słonecznym , którą autorzy nazwali scyntylacją międzyplanetarną i jest uznawana za „odkrycie zjawiska scyntylacji międzyplanetarnej”.

Aby zbadać scyntylację międzyplanetarną, Hewish zbudował międzyplanetarną macierz scyntylacyjną w Mullard Radio Astronomy Observatory . Sieć składała się z 2048 dipoli rozmieszczonych na prawie pięciu akrach ziemi i została zbudowana w celu ciągłego badania nieba z rozdzielczością czasową około 0,1 sekundy . Ta wysoka rozdzielczość czasowa odróżniała go od wielu innych radioteleskopów tamtych czasów, ponieważ astronomowie nie spodziewali się, że emisja z obiektu będzie charakteryzować się tak szybkimi zmianami. Wkrótce po rozpoczęciu obserwacji uczeń Hewisha Jocelyn Bell obróciła to założenie do góry nogami, gdy zauważyła sygnał, który wkrótce rozpoznano jako pochodzący od obiektu nowej klasy, pulsara . Tak więc „to badanie scyntylacji międzyplanetarnej doprowadziło do odkrycia pulsarów, mimo że odkrycie to było raczej produktem ubocznym niż celem badań”.

Przyczyna

Scyntylacja występuje w wyniku zmian współczynnika załamania światła ośrodka, przez który przemieszczają się fale. Wiatr słoneczny jest plazmą , złożoną głównie z elektronów i pojedynczych protonów , a zmiany współczynnika załamania są spowodowane zmianami gęstości plazmy . Różne współczynniki załamania powodują faz między falami przechodzącymi przez różne miejsca, co skutkuje interferencją . Ponieważ fale interferują, zarówno częstotliwość fali i jej rozmiar kątowy są poszerzone, a intensywność zmienia się.

Aplikacje

Wiatr słoneczny

Ponieważ scyntylacja międzyplanetarna jest powodowana przez wiatr słoneczny , pomiary scyntylacji międzyplanetarnej mogą „być wykorzystane jako cenne i niedrogie sondy wiatru słonecznego”. Jak już wspomniano, obserwowana informacja, fluktuacje intensywności, jest powiązana z pożądaną informacją, strukturą wiatru słonecznego, poprzez zmianę fazy doświadczaną przez fale przechodzące przez wiatr słoneczny. Średniokwadratowe fluktuacje intensywności (RMS) są często wyrażane w stosunku do średniej intensywności ze źródła, za pomocą terminu zwanego wskaźnikiem scyntylacji, który jest zapisywany jako

${\ Displaystyle m = {\ Frac {\ langle \ Delta I ^ {2} \ rangle ^ {1/2}} {\ langle I \ rangle}}.}$

Można to powiązać z odchyleniem fazy spowodowanym turbulencjami w wietrze słonecznym, biorąc pod uwagę padającą elektromagnetyczną falę płaską i wydajność

${\ Displaystyle m \ około {\ sqrt {2}} \ delta \ phi.}$

Następny krok, odnoszący zmianę fazy do struktury gęstości wiatru słonecznego, można uprościć, zakładając, że gęstość plazmy jest największa w kierunku słońca, co pozwala na „przybliżenie cienkiego ekranu”. Takie postępowanie ostatecznie daje odchylenie RMS dla fazy

${\ Displaystyle \ phi _ {RMS} = \ lambda r_ {e} \ lewo (AL \ prawo) ^ {1/2}\left[\langle \delta N^{2}\rangle \right]^{1/2},}$

gdzie jest długością fali nadchodzącej fali, $jest$$}$ promieniem elektronu , grubością „ekranu” lub długością ${\ Displaystyle \$$\ displaystyle$$N ^ {2}}$ \ delta jest pierwiastkiem średniej kwadratowej zmiany gęstości elektronów wokół średniej gęstości. Zatem scyntylacja międzyplanetarna może być wykorzystana jako sonda gęstości wiatru słonecznego. Pomiary scyntylacji międzyplanetarnej można również wykorzystać do określenia prędkości wiatru słonecznego.

Szczególnie dobrze można zbadać stabilne cechy wiatru słonecznego. W danym momencie obserwatorzy na Ziemi mają stałą linię wzroku przez wiatr słoneczny, ale gdy Słońce obraca się przez mniej więcej miesięczny okres , zmienia się perspektywa na Ziemi. Można wówczas wykonać „ tomograficzną rekonstrukcję rozkładu wiatru słonecznego” dla cech wiatru słonecznego, które pozostają statyczne.

Kompaktowe źródła

Widmo mocy obserwowane ze źródła, które doświadczyło scyntylacji międzyplanetarnej, zależy od rozmiaru kątowego źródła. W ten sposób międzyplanetarne pomiary scyntylacyjne można wykorzystać do określenia rozmiaru zwartych źródeł radiowych, takich jak aktywne jądra galaktyczne .

Zobacz też

• Przestrzeń międzyplanetarna
• Ośrodek międzyplanetarny
• Pył międzyplanetarny
• Chmura pyłu międzyplanetarnego
• Międzyplanetarne pole magnetyczne
• Przestrzeń międzygwiezdna
• Ośrodek międzygwiezdny
• pył międzygwiezdny
• Przestrzeń międzygalaktyczna
• Ośrodek międzygalaktyczny
• Pył międzygalaktyczny
• Lista artykułów dotyczących plazmy (fizyki).

Bibliografia

•   Artyukh, Vadim S. (2001). „Badania AGN metodą scyntylacji międzyplanetarnej”. Astrofizyka i nauka o kosmosie . 278 (1/2): 185–188. Bibcode : 2001Ap&SS.278..185A . doi : 10.1023/A:1013154728238 . S2CID 123391914 .
•   Alurkar, SK (1997). Zaburzenia słoneczne i międzyplanetarne . Singapur: świat naukowy. ISBN 978-981-02-2925-2 .
•    Hewish, A. (1955). „Nieregularna struktura zewnętrznych regionów korony słonecznej”. Postępowanie Royal Society of London. Seria A, nauki matematyczne i fizyczne . 228 (1173): 238–251. Bibcode : 1955RSPSA.228..238H . doi : 10.1098/rspa.1955.0046 . JSTOR 99619 . S2CID 122176976 .
•   Hewish, A., Scott, PF i Wills, D. (wrzesień 1964). „Międzyplanetarna scyntylacja źródeł radiowych o małej średnicy”. Natura . 203 (4951): 1214–1217. Bibcode : 1964Natur.203.1214H . doi : 10.1038/2031214a0 . S2CID 4203129 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
• Jokipi, JR (1973). „Turbulencje i scyntylacje w plazmie międzyplanetarnej”. Roczny przegląd astronomii i astrofizyki . 11 (1): 1–28. Bibcode : 1973ARA&A..11....1J . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000245 .
•   Lyne, AG; Graham-Smith, F. (1990). Astronomia pulsarowa . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83954-9 .
•   Manchester, RN; Taylor, JH (1977). Pulsary . San Francisco: WH Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0358-7 .
• Sziszow, VI, Sziszowa, TD (1978). „Wpływ wielkości źródła na międzyplanetarne widma scyntylacyjne - teoria”. Astronomicheskii Zhurnal . 55 : 411–418. Bibcode : 1978AZh....55..411S . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )