摘要
深入研究太阳大气和行星际中的辐射传播过程对了解射电暴源区真实性质具有重要意义。本工作参量模拟研究了传播过程对射电暴观测特征的影响,将模拟结果和成像频谱观测进行比较,估算背景电子密度的散射率和各向异性度,为太阳射电观测的解释和源区诊断提供参考。
太阳射电暴
太阳活动中产生的高速束流电子在太阳大气和行星际中可以激发强烈的电磁辐射,也就是太阳III型射电暴(如图1)。对太阳射电暴进行成像和频谱观测,可以帮助我们诊断高能电子的运动状态以及太阳活动中的能量释放过程。
图1射电暴的产生过程
辐射传播效应
然而射电辐射的观测并不像光学观测一样“所见即所得”。一般认为,太阳射电暴产生的电磁波频率约为当地背景等离子体频率的1倍(基频)或2倍(谐频),该区域的背景等离子体对于射电暴电磁波是强折射介质,而且由于太阳活动的扰动,太阳大气和行星际中充满了密度抖动。
电磁辐射在充满密度抖动的折射介质中传播会经历大尺度折射和小尺度散射,也就是传播效应。这种传播效应会改变电磁波传播路径(如图2),从而导致所观测到的射电成像和频谱性质发生改变,包括成像源的尺寸扩大,位置偏移,持续时间延长,亮度减小等。
为了了解真实源的性质,就需要先了解辐射传播效应会对射电源造成什么样的影响。
射线追踪模拟
通过解对应色散关系下的波动传播方程,可以模拟计算出电磁波在太阳大气和行星际介质中的传播踪迹,即射线追踪(Ray-tracing)模拟。再通过对大量光子的射线追踪模拟结果进行统计分析,来重建成像、频谱中的射电源信息,如图-3所示。
该工作系统地模拟分析了两个参数,即背景等离子体密度的扰动幅度ϵ和散射的各向异性程度α,对射电暴辐射源观测特征的影响。
模拟结果
(1)源的大小和持续时间
太阳射电暴观测中最直观易得的信息是射电辐射的持续时间和成像源的大小。我们使用模拟的射电暴持续时间和源区大小和观测中的经典值进行对比,可以得到背景密度抖动参数的估计值,如 图 4 所示。
图 4 模拟结果中基频辐射的源大小(左)和持续时间(右)。紫色和黑色实线分别为源大小和持续时间的等值线,在ϵ = 0.277和α= 0.719处的绿色方块标记了模拟和经典观测值的匹配结果。
(2)源的位置偏移量
通过对比模拟重构结果中的源区中心位置和模拟起始点的几何位置,可以给出由传播效应造成的射电源偏移量,如图 5 所示,结果表明传播效应可以导致基频的观测源位置相对其真实辐射源位置的显著偏移。
图5模拟结果中的基频(左)和谐频辐射(右)的源区偏移量。
(3)源的视速度
射电辐射的传播效应可以引起点源脉冲在观测中表现为移动的源。通过测量不同时刻到达的光子重构出的源中心位置,可以给出源的视移动速度,如图 6所示。
图 6 模拟结果中基频辐射源的移动速度,左、右图分别为起始方位角为30度和60度的模拟结果。
结论
本工作使用射线追踪模拟的方法研究了在[ϵ,α]参数空间下的传播效应对太阳射电暴观测特征的影响。模拟发现基频辐射和谐频辐射都会明显受到传播效应影响而改变观测特征,对于35MHz的射电暴,由传播效应导致的源尺寸扩大可达太阳半径级别,时间展宽可达秒级别,源的位置会由于传播效应产生显著偏移,其中基频源的偏移比谐频源更靠外,这可在一定程度上解释观测的相同频率的基频和谐频辐射的同位现象。在比较强的各向异性散射下,源的视移动速度最大可达1.5倍光速。
上述成果发表于The Astrophysical Journal,由中国科学技术大学地球和空间科学学院博士生张沛锦,王传兵教授和英国Glasgow大学的Eduard Kontar教授合作完成。该项研究得到了中科院B类先导专项(XDB41000000)和国家自然科学基金的资助与支持。鸣谢中国科学技术大学超算中心提供优质计算资源。
相关论文:
PeiJin Zhang, ChuanBing Wang, and Eduard P. Kontar, Parametric Simulation Studies on the Wave Propagation of Solar Radio Emission: The Source Size, Duration, and Position, The Astrophysical Journal, Volume 909, Number 2, https://doi.org/10.3847/1538-4357/abd8c5.
作者:张沛锦
编辑:李婧
审核:李阳