Солнечные радиовсплески помогли выявить таинственные магнитные аномалии вблизи нашей звезды

Недавнее исследование показало, что солнечные радиовсплески тесно связаны с тем, как их источники движутся через внешнюю атмосферу Солнца и более широкий солнечный ветер. Анализируя группу таких всплесков, ученые смогли выявить тонкие магнитные переключения вблизи нашей звезды, а данные о солнечной активности подчеркивают влияние турбулентности на радиовсплески.

Электроны, которые генерируют эти всплески, путешествуют в основном вдоль линий магнитного поля со скоростями, близкими к скорости света, производя радиоволны в процессе плазменного излучения. Особенно полезны для изучения пространства, через которое они проходят, всплески типа III, создаваемые электронами, движущимися вдоль разомкнутых магнитных силовых линий. Отслеживая самую яркую часть всплеска, ученые могут измерить, как меняется его частота со временем. В простых случаях это изменение замедляется постепенно по мере движения электронов наружу.

Однако наблюдения показывают более сложное поведение. Мелкомасштабные структуры, такие как штрихи, вызванные вариациями плотности, могут значительно изменять скорость дрейфа на протяжении жизни одного всплеска. В более сложных магнитных средах, например, вдоль корональных петель, дрейф частоты радиовсплеска может замедляться, останавливаться и даже обращаться вспять. Такое поведение подчеркивает, насколько сильно крупномасштабные магнитные структуры влияют на внешний вид всплесков в динамических спектрах.

Учитывая высокую турбулентность солнечной атмосферы, исследователи задались вопросом, могут ли подобные вариации в скорости дрейфа всплесков типа III вызываться магнитными неоднородностями, включая переключения (switchbacks) или более широкие отклонения поля. Чтобы это проверить, был проанализирован набор из 24 межпланетных радиовсплесков типа III, зарегистрированных зондом Parker Solar Probe в течение одной недели. Для количественной оценки пространственных вариаций пиковые частоты излучения были переведены в радиальные расстояния и сравнены с полиномиальной базовой линией, чтобы вывести величину, называемую перпендикулярным смещением. На основе наблюдательной неопределенности был установлен порог шума около 0,57 радиуса Солнца, что означает, что отклонения выше этого уровня считаются физически значимыми, а не вызванными инструментальными или статистическими помехами.

В выборке из 24 событий примерно половина превышает этот порог, что указывает на значительные отходы от простого радиального пути, при этом среднее смещение составляет примерно 1,1 радиуса Солнца. Наблюдаемые вариации согласуются с флуктуациями плотности плазмы порядка 10–30% или с отклонениями магнитного поля в диапазоне от 23 до 88 градусов, происходящими в пространственных масштабах от 1,8 до 6,4 радиуса Солнца. Кроме того, четыре радиовсплеска типа III в наборе данных демонстрируют несколько ключевых признаков, предсказанных моделированием, что подкрепляет связь между этими структурами и измеренным поведением дрейфа.

Более последовательное объяснение наблюдаемых вариаций всплесков указывает на отклонения магнитного поля, такие как переключения, а не требует неправдоподобно больших изменений плотности вдоль силовых линий. Масштаб и частота отклонений более естественно согласуются с магнитной перестройкой в солнечном ветре, чем с экстремальными сдвигами плотности плазмы. В целом, полученные результаты свидетельствуют о том, что изменения профилей радиовсплесков типа III могут возникать в результате совместного действия магнитных и плотностных флуктуаций. Это укрепляет представление о том, что эти всплески — не просто излучения, а диагностические инструменты. В частности, они предлагают мощный способ удаленного зондирования структуры и динамики внутренней гелиосферы, особенно на километровых радиоволнах, где прямые измерения остаются ограниченными.