Міжпланетне мерехтіння
Міжпланетне мерехтіння — випадкові коливання інтенсивності радіохвиль небесного походження на шкалі часу в кілька секунд. Воно схоже на мерехтіння зорі на нічному небі, проте виникає не у видимій частині електромагнітного спектру, а на радіохвилях. Міжпланетне мерехтіння є результатом поширення радіохвиль через неоднорідності густини електронів і протонів, утворені сонячним вітром.
Ранні дослідження[ред. | ред. код]
Мерехтіння радіохвиль через дрібномасштабні структури в іоносфері, відоме як іоносферне мерехтіння[1], спостерігалося ще 1951 році Ентоні Г'юїшем, а потім в 1954 році для яскравого радіоджерела в Тельці[2]. Г'юїш розглянув різні можливості та припустив, що неоднорідності в сонячній короні можуть спричиняти розсіювання через заломлення, викликаючі ті мерехтіння, які він спостерігав[3]. Через десять років, проводячи астрометричні спостереження кількох яскравих джерел небесних радіохвиль за допомогою радіоінтерферометра, Г'юїш і двоє його співробітників повідомили про «незвичайні коливання інтенсивності» в кількох джерелах[4]. Дані переконливо підтверджували уявлення про те, що флуктуації є наслідком нерегулярності густини плазми, пов'язаної з сонячним вітром. Автори назвали це явище міжпланетним мерехтінням[5] і відзначили «відкриття явища міжпланетного мерехтіння»[6].
Щоб дослідити міжпланетне мерехтіння, Г'юїш створив Interplanetary Scintillation Array[en] в Мулардівській радіоастрономічній обсерваторії. Масив складався з 2048 диполів на майже п'яти акрах землі. Він був побудований для постійного огляду неба з часовою роздільною здатністю приблизно 0,1 секунди. Ця висока роздільна здатність відрізняла його від багатьох інших радіотелескопів того часу, оскільки астрономи не очікували, що випромінювання від об'єкта матиме таку швидку зміну[7]. Невдовзі після початку спостережень студентка Г'юїша Джоселін Белл зробила несподіване відкриття, помітивши сигнал, який незабаром було визнано похідним від нового класу об'єктів — пульсара. Таким чином, саме дослідження міжпланетного мерехтіння призвело до відкриття пульсарів, хоча це відкриття було побічним продуктом, а не метою дослідження[8].
Причина[ред. | ред. код]
Мерехтіння виникає в результаті зміни показника заломлення середовища, через яке проходять хвилі. Сонячний вітер — це плазма, що складається в основному з електронів і протонів, а коливання показника заломлення викликані коливаннями густини плазми[9]. Різні показники заломлення призводять до зміни фази хвиль, що призводить до їхньої інтерференції. В результаті хвильовий фронт вигинається, хвилі розсіюються або збираються, і їхня інтенсивність змінюється[10].
Застосування[ред. | ред. код]
Сонячний вітер[ред. | ред. код]
Міжпланетне мерехтіння спричинене сонячним вітром, тому його вимірювання можна використовувати як простий спосіб дослідження сонячного вітру[11], бо спостережувані флуктуації інтенсивності спричинені неоднорідністю сонячного вітру. Середньоквадратичні коливання інтенсивності зазвичай ділять на середню інтенсивність джерела і називають це відношення індексом мерехтіння:
Індекс мерехтіння можна пов'язати з відхиленням фази, викликаним турбулентністю в сонячному вітрі. Розрахунок для плоскої падаючої електромагнітної хвилі дає[12]
Наступний крок пов'язує зміну фази зі структурою густини сонячного вітру. Його можна спростити, припустивши, що щільність плазми найвища у напрямку до сонця, що дозволяє використовувати «наближення тонкого екрана». Це зрештою дає середньоквадратичне відхилення для фази[13]
де довжина хвилі, — класичний радіус електрона, це товщина «екрана» або масштаб довжини, на якому відбувається більша частина розсіювання, — типовий масштаб розмірів неоднорідностей густини, а — середньоквадратична зміна щільності електронів відносно середньої густини. Таким чином, міжпланетне мерехтіння можна використовувати як зонд густини сонячного вітру. Також воно використовується для визначення швидкості сонячного вітру[14].
Довготривалі структури в сонячному вітрі можуть бути особливо добре досліджені цим методом. У кожний момент часу спостерігач на Землі має фіксовану лінію зору відносно сонячного вітру, але коли Сонце обертається з періодом обертання близько місяця, відносна лінія зору змінюється. Тоді можна зробити «томографічну реконструкцію» стійких структур в сонячному вітрі[15].
Компактні джерела[ред. | ред. код]
Спектр потужності, який спостерігається від джерела, яке зазнає міжпланетного мерехтіння, залежить від кутового розміру джерела[16]. Таким чином, вимірювання міжпланетного мерехтіння можна використовувати для визначення розміру компактних радіоджерел, таких як активні ядра галактик[17].
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ Ionospheric Scintillation | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center.
- ↑ Hewish (1955), p. 238.
- ↑ Hewish (1955), pp. 242—244.
- ↑ Hewish (1964), p. 1214.
- ↑ Hewish (1964), p. 1215.
- ↑ Alurkar (1997), p. 38.
- ↑ Manchester (1977), pp. 1–2.
- ↑ Lyne (1990). p. 4.
- ↑ Jokipii (1973), pp. 11–12.
- ↑ Alurkar (1997), p. 11.
- ↑ Jokipii (1973), p. 1.
- ↑ Alurkar (1997), p. 45.
- ↑ Alurkar (1997), pp. 39–45.
- ↑ Jokipii (1973), pp. 23–25.
- ↑ Murchison Widefield Array: Interplanetary Scintillation. Архів оригіналу за 20 липня 2011. Процитовано 20 липня 2009.
- ↑ Shishov (1978).
- ↑ Artyukh (2001), p. 185
Бібліографія[ред. | ред. код]
- Artyukh, Vadim S. (2001). Investigations of AGNs by the interplanetary scintillation method. Astrophysics and Space Science. 278 (1/2): 185—188. Bibcode:2001Ap&SS.278..185A. doi:10.1023/A:1013154728238.
- Alurkar, S.K. (1997). Solar and Interplanetary Disturbances. Singapore: World Scientific. ISBN 978-981-02-2925-2.
- Hewish, A. (1955). The Irregular Structure of the Outer Regions of the Solar Corona. Proceedings of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. 228 (1173): 238—251. Bibcode:1955RSPSA.228..238H. doi:10.1098/rspa.1955.0046. JSTOR 99619.
- Hewish, A., Scott, P.F., and Wills, D. (September 1964). Interplanetary Scintillation of Small Diameter Radio Sources. Nature. 203 (4951): 1214—1217. Bibcode:1964Natur.203.1214H. doi:10.1038/2031214a0.
- Jokipii, J.R. (1973). Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11 (1): 1—28. Bibcode:1973ARA&A..11....1J. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000245.
- Lyne, A.G.; Graham-Smith, F. (1990). Pulsar astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83954-9.
- Manchester, R.N.; Taylor, J.H. (1977). Pulsars. San Francisco: W.H. Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0358-7.
- Shishov, V.I., Shishova, T.D. (1978). The influence of the source sizes on the interplanetary scintillation spectra - Theory. Astronomicheskii Zhurnal. 55: 411—418. Bibcode:1978AZh....55..411S.