Les sursauts radio de type III du soleil sont des signatures d'électrons énergétiques (∼1-100 keV), accéléré sur les sites de reconnexion, se propageant vers le haut à travers la couronne dans le milieu interplanétaire le long de lignes de champ magnétique ouvertes. On pense généralement que le mécanisme d'émission des salves est dû à des processus plasma cohérents. Les rafales sont observées généralement dans la gamme de fréquences ≈1GHz-10kHz, qui correspond à la plage de distance radiale entre la couronne basse-supérieure; cela implique que les sursauts de type III peuvent être utilisés pour tracer le champ magnétique coronal sur la plage de distance.

Les salves de type III se produisent généralement en groupes, et les rafales individuelles dans un groupe sont dues à des épisodes d'accélération se produisant à différents endroits dans la même région active (Reid et Ratcliffe, 2014). Des observations montrant des déplacements du centre de gravité du sursaut de type III au cours de l'événement sont documentées dans la littérature (Vlahos et Raoult, 1994). Mais les rapports sur la correspondance entre de tels changements et les emplacements de l'émission maximale dans l'éruption Hα associée (supposés être les sites de l'accélération des électrons) sont rares. Ici, nous présentons des observations simultanées des données du radiohéliographe Gauribidanur (GRAPH) et des données Kodaikanal Halpha et recherchons les décalages de position en inspectant les changements inter-pixels dans les images respectives.

L'image représentée montre les observations GLOSS du 14 janvier 2015 dans l'intervalle de temps 06:42–07:00 UT. La zone d'émission intense pendant ≈06:48–06:54 TU correspond à un groupe de sursauts de type III. Les autres caractéristiques de dérive rapide brillantes et faibles similaires distinctes, mais pas en tant que groupe comme le premier, proches de ≈06:55:30 UT et ≈06:57 UT sont des salves isolées de type III. Il y a eu une éruption Hα de classe SF le même jour depuis la région active AR 12259 située aux coordonnées héliographiques S14W02. L'éruption a été observée pendant la période ≈06:49–07:04 UT avec un maximum à ≈06:52 UT.

Il y a également eu une éruption de rayons X mous GOES de classe C2.3 dans la période ≈06:46–06:57 UT. Son maximum était à ≈06:51 TU.5 Une comparaison des timings indique que les sursauts isolés de type III ainsi que le groupe de sursauts de type III se sont produits au cours de la période d'éruption. Les décalages positionnels des images radio et Hα sont tracés à l'aide de méthodes de centroïde (Kontar et al, 2017). Pour les images radio, nous avons généré des cartes à l'aide d'AIPS avec une taille de pixel de ~ 14". Cela indique clairement que les sursauts individuels dans le groupe de sursauts de type III sont dus à la fragmentation spatiale et temporelle de la libération d'énergie primaire à proximité du site de l'éruption dans la chromosphère, comme le révèle le Hα Les observations du groupe de sursauts de type III sont les signatures coronales d'une telle libération d'énergie fragmentée.

Les résultats sont publiés dans le Lettres de revues astrophysiques , et ont rapporté la première preuve d'observation d'une corrélation entre les changements dans les positions centroïdes d'un groupe de sursauts radio de type III et celui de l'émission de torche Hα associée. Des observations optiques et radio similaires à haute résolution spatiale seraient utiles pour mieux comprendre le sujet de la libération d'énergie fragmentée, car il a été traité principalement à l'aide d'études de domaine temporel et spectral à ce jour. Le couplage magnétique entre les niveaux de l'atmosphère solaire et la façon dont les particules énergétiques sont guidées à travers la couronne dans l'espace interplanétaire pourraient également être sondés à l'aide de telles observations.