Meziplanetární scintilace - Interplanetary scintillation

v astronomie, meziplanetární scintilace označuje náhodné výkyvy v intenzitě rádiové vlny z nebeský původ, v časovém měřítku několika sekund. Je to analogické s mihotavý jeden vidí při pohledu na hvězdy v nebe v noci, ale v rádiové části elektromagnetické spektrum spíše než viditelný. Meziplanetární scintilace je výsledkem rádiových vln procházejících kolísáním hustoty elektron a protony které tvoří solární bouře.

Včasné studium

Scintilace v rádiových vlnách v důsledku ionosféra byl pozorován již v roce 1951 Antony Hewish, a poté nahlásil nesrovnalosti v radiaci přijaté při pozorování jasného rádiového zdroje v Býk v roce 1954.[1] Hewish zvažoval různé možnosti a navrhoval, aby nesrovnalosti v sluneční korona způsobí rozptyl podle lom světla a mohl způsobit nesrovnalosti, které pozoroval.[2] O deset let později astrometrický pozorování několika jasných zdrojů nebeských rádiových vln pomocí a rádiový interferometr „Hewish a dva spolupracovníci uváděli„ neobvyklé kolísání intenzity “v několika zdrojích.[3] Data silně podporovala představu, že výkyvy byly výsledkem nesrovnalostí v hustotě EU plazma spojené s solární bouře, kterou autoři nazvali meziplanetární scintilace,[4] a je uznáván jako „objev meziplanetárního scintilačního fenoménu“.[5]

Aby mohl studovat meziplanetární scintilaci, postavil Hewish Meziplanetární scintilační pole na Mullard Radio Astronomy Observatory. Pole sestávalo z 2048 dipóly přes téměř pět akrů země a byla postavena k neustálému průzkumu oblohy v časovém rozlišení asi 0,1 sekundy. Toto vysoké časové rozlišení ji odlišuje od mnoha jiných radioteleskopy času, protože astronomové neočekávali, že by emise z objektu vykazovaly tak rychlé variace.[6] Brzy poté, co probíhala pozorování, Hewishův student Jocelyn Bell obrátila tento předpoklad na hlavu, když si všimla signálu, který byl brzy rozpoznán jako vycházející z nové třídy objektů, pulsar. „Proto to bylo vyšetřování meziplanetární scintilace, které vedlo k objevení pulzarů, i když tento objev byl spíše vedlejším produktem než účelem vyšetřování.“[7]

Způsobit

K scintilaci dochází v důsledku variací v index lomu média, kterým vlny procházejí. The solární bouře je plazma, složený převážně z elektrony a osamělý protony a změny indexu lomu jsou způsobeny změnami v hustota plazmy.[8] Různé indexy lomu vedou k fáze změny mezi vlnami procházejícími různými místy, které vedou k rušení. Jak vlny interferují, oba frekvence vlny a její úhlová velikost jsou rozšířeny a intenzita se liší.[9]

Aplikace

Solární bouře

Protože meziplanetární scintilace je způsobena solární bouře, měření meziplanetární scintilace lze „využít jako cenné a levné sondy slunečního větru.“[10] Jak již bylo uvedeno, pozorovaná informace, kolísání intenzity, souvisí s požadovanou informací, strukturou slunečního větru, prostřednictvím fázové změny, kterou prožívají vlny procházející slunečním větrem. The střední kvadratická Kolísání intenzity (RMS) se často vyjadřuje ve vztahu k průměrné intenzitě ze zdroje, což je termín nazývaný scintilační index, který se píše jako

To může souviset s fázovou odchylkou způsobenou turbulencí ve slunečním větru při zohlednění incidentu elektromagnetické rovinná vlna a výnosy

[11]

Další krok, který se týká fázové změny struktury hustoty slunečního větru, lze zjednodušit za předpokladu, že hustota plazmy je nejvyšší směrem ke slunci, což umožňuje „aproximaci tenké obrazovky“. Tím se nakonec získá RMS odchylka pro fázi

[12]

kde je vlnová délka přicházející vlny, je klasický elektronový poloměr, je tloušťka „obrazovky“ nebo délková stupnice, na které probíhá většina rozptylu, je typická velikostní stupnice nepravidelností hustoty a je kořenová střední kvadratická změna hustoty elektronů o střední hustotě. Meziplanetární scintilaci lze tedy použít jako sondu hustoty slunečního větru. Meziplanetární scintilační měření lze také použít k odvození rychlosti slunečního větru.[13]

Stabilní vlastnosti slunečního větru lze zvlášť dobře studovat. V danou dobu, pozorovatelé dál Země mít pevnou linii vidění skrz sluneční vítr, ale jak se Slunce otáčí přibližně měsíc doba, perspektiva na Zemi se mění. Pak je možné udělat “tomografická rekonstrukce "distribuce slunečního větru" pro vlastnosti slunečního větru, které zůstávají statické.[14]

Kompaktní zdroje

The výkonové spektrum to je pozorováno ze zdroje, který zažil meziplanetární scintilaci, závisí na úhlová velikost zdroje.[15] Meziplanetární scintilační měření lze tedy použít k určení velikosti kompaktních rádiových zdrojů, jako jsou aktivní galaktická jádra.[16]

Viz také

Reference

  1. ^ Hewish (1955), str. 238.
  2. ^ Hewish (1955), s. 242–244.
  3. ^ Hewish (1964), str. 1214.
  4. ^ Hewish (1964), str. 1215.
  5. ^ Alurkar (1997), str. 38.
  6. ^ Manchester (1977), s. 1–2.
  7. ^ Lyne (1990). str. 4.
  8. ^ Jokipii (1973), s. 11–12.
  9. ^ Alurkar (1997), str. 11.
  10. ^ Jokipii (1973), str. 1.
  11. ^ Alurkar (1997), str. 45.
  12. ^ Alurkar (1997), s. 39–45.
  13. ^ Jokipii (1973), s. 23–25.
  14. ^ „Murchison Widefield Array: Meziplanetární scintilace“. Archivovány od originál dne 2011-07-20. Citováno 2009-07-20.
  15. ^ Shishov (1978).
  16. ^ Artyukh (2001), str. 185

Bibliografie