Figure 1 :(a) Spectres dynamiques de pointes et de sursauts de type IIIb. (b) rafale de type IIIb (post-CME) (c) groupe de pointes (d) une pointe individuelle. (e) rafale de type IIIb (pré-CME). Crédit :Adapté de Clarkson et al. (2021).
Les pointes radio solaires sont de courte durée, des sursauts radio à bande étroite qui sont des signatures de l'accélération des électrons non thermiques dans les éruptions solaires. Ils sont observés sur une large gamme de fréquences allant des dizaines de MHz (Melnik et al. 2014) à la gamme des GHz (Benz et al. 1992) et ont des durées et des bandes passantes parmi les plus courtes de toutes les sursauts radio solaires. L'origine des pointes n'est pas entièrement comprise. Leurs courtes durées représentent une limite supérieure pour le temps de libération d'énergie, et couplés à leurs bandes passantes étroites, les pics indiquent des processus qui se produisent sur des échelles de temps de la milliseconde, fournissant un moyen d'étudier les processus les plus rapides de la couronne solaire. Les températures de brillance élevées associées aux pointes indiquent des mécanismes cohérents; à savoir, émission plasma ou émission maser cyclotron électronique (ECM).
Dans le récent article, Clarkson et al. (2021) ont rapporté pour la première fois l'espace, la fréquence, et des observations résolues en temps de pointes radio individuelles associées à une éjection de masse coronale (CME).
En utilisant la résolution temporelle et fréquentielle de LOFAR, nous avons pu résoudre des pics radio individuels entre 30 et 70 MHz (Figure 1) et analyser leurs différentes caractéristiques, y compris la durée, largeur de fréquence, dérive de fréquence, Région, et le mouvement apparent sur des échelles de dizaines de millisecondes. L'événement de torchage a été associé à une série de rafales de type III ainsi qu'à une rafale de CME et de type II, On pense qu'il provient d'une éruption-jet (Chrysaphi et al. 2020). Des pointes ont été observées avant et après le CME, la majeure partie des pointes observées se produisant dans le sillage du CME. La même analyse a été réalisée sur des stries individuelles de bouffées de type IIIb survenues au cours de la même période. Les pointes et les stries présentent des caractéristiques similaires :une durée décroissante, augmenter la bande passante, et zone décroissante, avec fréquence. Nous avons constaté que les taux de dérive des pointes induisent des vitesses d'excitation d'environ 10 à 50 km s -1 .
Figure 2 :Propriétés temporelles du pic illustré à la Figure 1d à 34,5 MHz. (a) Mouvement centroïde du pic (triangles colorés) superposés sur une image SDO/AIA 171 Å. Les symboles plus bleus montrent la position du centre de gravité du pic d'autres pointes pré-CME, tandis que les symboles plus blancs montrent ceux post-CME. Les lignes grises avec des marqueurs en losange (pré-CME) et en triangle (post-CME) représentent le mouvement centroïde de deux stries individuelles de la figure 1(b, e). (b) Zone FWHM observée au fil du temps. (c) Déplacement vertical du centre de gravité du pic au fil du temps. Les courbes rouges représentent la courbe de lumière de pointe normalisée. Crédit :Adapté de Clarkson et al. (2021).
L'une des observations intrigantes est que les mouvements centroïdes des pointes (et des stries) ne sont pas radiaux, mais parallèle au limbe solaire (Figure 2a). Analyser la variation temporelle de la zone de pointe et le mouvement vertical dans le plan image (Figure 2b, c), nous constatons que le changement de l'étendue de la zone et le mouvement sont les plus prononcés pendant la phase de décroissance. Les pointes montrent des vitesses supraluminiques comprises entre 0,76 et 1,8c et une expansion supraluminale des tailles de source FWHM. Ceci n'est pas la vitesse physique de l'excitateur et peut s'expliquer dans le contexte de la diffusion des ondes radio due à la turbulence de densité anisotrope. Dans Kontar et al. (2019), il a été démontré que la turbulence de densité anisotrope était nécessaire pour expliquer simultanément les temps de décroissance de type III et les tailles de source observés. Dans un milieu à fluctuations de densité anisotropes, la diffusion des ondes radio induit un décalage de l'émission observée préférentiellement suivant la direction du champ magnétique guidant. Plus loin, les simulations de diffusion prédisent qu'un mouvement supraluminique apparent est possible en raison des effets de diffusion et montrent qu'à des angles héliocentriques plus grands, l'émission observée est sujette à des déplacements induits et à des vitesses apparentes plus importants.
L'article montre que les pointes radio à basse fréquence sont fortement affectées par la diffusion due au rayonnement s'échappant à travers la turbulence de densité anisotrope, avec diffusion préférentiellement le long du champ magnétique guidant. Pour cet événement, les mouvements des pointes et des stries indiquent que les lignes de champ magnétique sont parallèles au limbe solaire. L'émission de pointe provient d'une région dans le sillage du CME où la formation de boucles de post-reconnexion étendues pourrait être le lieu d'une faible accélération du faisceau d'électrons. La dominance de diffusion agira pour étendre le profil de temps de pointe, ce qui implique que le temps de libération d'énergie est plus court que ce qui est souvent supposé dans la littérature. Les simulations de Kuznetsov et al. (2020) montrent qu'une anisotropie plus forte conduit à des tailles de source de pic observées et à des vitesses supraluminales plus petites. Les propriétés des pointes et des stries sont donc cohérentes avec une anisotropie =0,1−0,2, ce qui est plus élevé que ce qui est généralement requis dans les configurations de champ ouvert pour expliquer les salves de type III. Par conséquent, l'anisotropie de la turbulence de densité dans les configurations en boucle fermée pourrait être plus élevée que celle le long des lignes de champ ouvert. Les similitudes et l'origine co-spatiale des pointes et des stries indiquent qu'elles ont un excitateur commun. En outre, le Type III, Type IIIb, Type II, et les pointes éclatées dans cet événement partagent le même sens de polarisation. Combiné avec la hauteur coronale de l'émission où la condition d'émission ECM est peu susceptible d'être satisfaite, les pointes sont susceptibles d'être produites via le mécanisme d'émission du plasma proche de la fréquence du plasma.
