Les trains d'ondes magnétoacoustiques rapides sont une sonde sismologique prometteuse de la couronne solaire, révéler la connectivité magnétique et fournir une estimation de la valeur absolue du champ magnétique coronal. Les observations radio basse fréquence permettent la détection de trains d'ondes rapides dans la couronne moyenne et supérieure, au-dessus du champ de vision des imageurs et spectrographes EUV, via la modulation de l'émission radio par les variations de la concentration électronique.

Les chercheurs ont maintenant présenté la première identification d'un train d'ondes magnétoacoustique rapide quasi-périodique se propageant dans la couronne moyenne, dans la structure fine d'une rafale radio métrique de type III (voir Figure 1). Une telle association directe de la striation quasi-périodique observée dans l'émission de type III avec une onde MHD spécifique est réalisée pour la première fois dans ce travail.

Le burst analysé a été observé avec le LOFAR. Le spectre dynamique du sursaut a une structure fine représentée par des stries quasi-périodiques à dérive lente (Figure 2, panneau de gauche), ce qui indique que le faisceau d'électrons produisant le sursaut se propage vers le haut à travers le plasma coronal modifié par une onde progressive de compression dont la vitesse de phase est très inférieure à celle du faisceau.

L'analyse du spectre dynamique révèle la présence de deux composantes quasi-oscillatoires entre environ 35 MHz et 39 MHz (soit 1,6 R ?? à 1,7 R ?? en supposant le modèle de densité de Newkirk de l'atmosphère solaire) :un avec la longueur d'onde de 2 mm, se propageant à 657 km s ^-1 , ce qui donne une période d'oscillation de 3 s; et un autre avec la longueur d'onde de 12 mm dont la vitesse de phase ne peut être estimée en raison de la courte plage de fréquence de la détection. Au-dessus de 1,7 R ?? , le flux radio se comporte plutôt de manière stochastique, sans composante périodique prononcée (cf. article de  Chen et al. 2018 ).

Mécanisme de modulation

Les caractéristiques détectées de l'onde progressive de longueur d'onde plus courte suggèrent une association avec l'un des modes MHD rapides. L'onde d'Alfvén est très peu susceptible de produire l'oscillation cohérente observée en raison de son nature non collective et mélange de phases. Le mécanisme responsable de la périodicité de 3 secondes observée des ondes d'Alfvén n'est pas non plus clair. En revanche, les caractéristiques observées du mouvement des ondes sont cohérentes avec les propriétés des trains d'ondes magnétoacoustiques rapides dispersifs, modèle d'onde compressive quasi-périodique qui pourrait facilement moduler les ondes de Langmuir (par exemple, Kontar 2001), guidé par une non-uniformité de plasma aligné sur le champ, déjà détecté dans la couronne solaire.

Dans cette interprétation, la périodicité observée résulte de la dispersion du guide d'onde, et est cohérent à la fois avec les estimations théoriques (voir par exemple Li et al. 2018 et les références qui y figurent) et les observations précédentes dans la lumière visible (par exemple Williams et al. 2002) et les bandes décimétriques et micro-ondes (par exemple Mészárosová et al. 2011) à plus faible hauteurs. Dans ce scénario, une impulsion magnétoacoustique rapide à large bande se propage le long d'une non-uniformité magnétique alignée sur le champ agissant comme un guide d'ondes, et évolue progressivement dans un train d'ondes quasi-périodique du fait de la dispersion du guide d'ondes. Un faisceau d'électrons suit le même tube de flux magnétique et interagit avec le plasma. La concentration plasmatique est modulée localement par le train d'ondes rapide. L'interaction faisceau-plasma génère l'émission radio modulée quasi-périodiquement observée par LOFAR.

Dans l'étude actuelle, les chercheurs proposent un modèle quantitatif simple expliquant la modulation observée du flux radio basé sur la redistribution de l'intensité d'émission radio sur des perturbations spatialement quasi-périodiques de la densité du plasma dans l'onde rapide (Figure 3). L'intensité d'émission électromagnétique dans un certain canal de fréquence est supposée être proportionnelle à la quantité de plasma dans le volume d'émission. La densité de fond de plasma perturbée par l'onde conduit à l'apparition de pics aux fréquences plasma correspondantes, qui correspondent à l'émission provenant des régions de plus faible gradient de densité radiale. L'ajustement de ce modèle dans le spectre dynamique observé (Figure 2, panneau de droite) nous donne l'amplitude relative du train d'onde rapide se propageant, qui est d'environ 0,35 pour cent ou 2 km s ^-1 .

Estimation du champ magnétique

Traiter la vitesse de propagation détectée de l'onde comme une vitesse rapide et fixer d'autres paramètres du plasma à leurs valeurs typiques à la hauteur observée 1.7 R ?? , les chercheurs estiment la valeur de la vitesse d'Alfvén à cette hauteur à environ 622 km s ^-1 . En utilisant cette valeur, ils ont déterminé que l'intensité du champ magnétique était d'environ 1,1 G, ce qui est cohérent avec le modèle radial du champ magnétique.

Cette observation est la détection la plus élevée d'un train d'ondes magnétoacoustique rapide dans l'atmosphère solaire dans la bande radio. La longueur d'onde des ondes rapides détectées est trop courte pour permettre l'utilisation de la spectroscopie d'imagerie avec LOFAR. Cependant, les observations spatialement non résolues interprétées comme des ondes rapides à plus longue période dans d'autres événements (voir par exemple la pépite CESRA par Goddard et al.) suggèrent que la spectroscopie d'imagerie avec LOFAR pourrait être appliquée à l'analyse d'événements similaires.