En astronomía , el centelleo interplanetario se refiere a fluctuaciones aleatorias en la intensidad de las ondas de radio de origen celeste , en una escala de tiempo de unos pocos segundos. Es análogo al centelleo que se ve al mirar las estrellas en el cielo por la noche, pero en la parte de radio del espectro electromagnético en lugar del visible . El centelleo interplanetario es el resultado de ondas de radio que viajan a través de fluctuaciones en la densidad de los electrones y protones que forman el viento solar .
Estudio temprano
Antony Hewish observó el centelleo en las ondas de radio debido a la ionosfera ya en 1951 , y luego informó sobre irregularidades en la radiación recibida durante una observación de una fuente de radio brillante en Tauro en 1954. [1] Hewish consideró varias posibilidades y sugirió que las irregularidades en la corona solar causarían dispersión por refracción y podrían producir las irregularidades que observó. [2] Una década más tarde, mientras realizaban observaciones astrométricas de varias fuentes brillantes de ondas de radio celestes usando un interferómetro de radio , Hewish y dos colaboradores informaron "fluctuaciones inusuales de intensidad" en algunas de las fuentes. [3] Los datos apoyaron fuertemente la noción de que las fluctuaciones eran el resultado de irregularidades en la densidad del plasma asociadas con el viento solar , que los autores llamaron centelleo interplanetario, [4] y se reconoce como el "descubrimiento del fenómeno de centelleo interplanetario". " [5]
Para estudiar el centelleo interplanetario, Hewish construyó la matriz de centelleo interplanetario en el Observatorio de Radioastronomía Mullard . La matriz constaba de 2.048 dipolos en casi cinco acres de tierra y se construyó para inspeccionar constantemente el cielo con una resolución de tiempo de aproximadamente 0,1 segundos . Esta alta resolución temporal lo distingue de muchos otros radiotelescopios de la época, ya que los astrónomos no esperaban que la emisión de un objeto presentara una variación tan rápida. [6] Poco después de que comenzaran las observaciones, la estudiante de Hewish, Jocelyn Bell, cambió esta suposición cuando notó una señal que pronto se reconoció como emanada de una nueva clase de objeto, el púlsar . Por lo tanto, "fue una investigación de centelleo interplanetario lo que condujo al descubrimiento de púlsares, aunque el descubrimiento fue un subproducto y no el propósito de la investigación". [7]
Causa
El centelleo se produce como resultado de variaciones en el índice de refracción del medio a través del cual viajan las ondas. El viento solar es un plasma , compuesto principalmente por electrones y protones solitarios , y las variaciones en el índice de refracción son causadas por variaciones en la densidad del plasma. [8] Los diferentes índices de refracción dan como resultado cambios de fase entre las ondas que viajan a través de diferentes ubicaciones, lo que resulta en interferencia . A medida que las ondas interfieren, tanto la frecuencia de la onda como su tamaño angular se amplían y la intensidad varía. [9]
Aplicaciones
Viento solar
Como el centelleo interplanetario es causado por el viento solar , las mediciones del centelleo interplanetario pueden "utilizarse como sondas valiosas y económicas del viento solar". [10] Como ya se señaló, la información observada, las fluctuaciones de intensidad, está relacionada con la información deseada, la estructura del viento solar, a través del cambio de fase que experimentan las ondas que viajan a través del viento solar. Las fluctuaciones de intensidad cuadrática media (RMS) a menudo se expresan en relación con la intensidad media de la fuente, en un término llamado índice de centelleo, que se escribe como
Esto puede estar relacionado con la desviación de fase causada por la turbulencia en el viento solar al considerar la onda plana electromagnética incidente y los rendimientos
[11]
El siguiente paso, relacionar el cambio de fase con la estructura de densidad del viento solar, puede simplificarse asumiendo que la densidad del plasma es más alta hacia el sol, lo que permite la "aproximación de pantalla delgada". Hacerlo eventualmente da una desviación RMS para la fase de
[12]
dónde es la longitud de onda de la onda entrante, is the classical electron radius, is the thickness of the "screen," or the length scale over which the majority of the scattering takes place, is the typical size scale of density irregularities, and is the root mean squared variation of the electron density about the mean density. Thus interplanetary scintillation can be used as a probe of the density of the solar wind. Interplanetary scintillation measurements may also be used to infer the velocity of the solar wind.[13]
Stable features of the solar wind can be particularly well studied. At a given time, observers on Earth have a fixed line of sight through the solar wind, but as the Sun rotates over an approximately month-long period, the perspective on Earth changes. It is then possible to do "tomographic reconstruction of the distribution of the solar wind" for the features of the solar wind which remain static.[14]
Compact sources
The power spectrum that is observed from a source which has experienced interplanetary scintillation is dependent upon the angular size of the source.[15] Thus interplanetary scintillation measurements can be used to determine the size of compact radio sources, such as active galactic nuclei.[16]
Ver también
- Interplanetary space
- Interplanetary medium
- Interplanetary dust
- Interplanetary dust cloud
- Interplanetary magnetic field
- Interstellar space
- Interstellar medium
- interstellar dust
- Intergalactic space
- Intergalactic medium
- Intergalactic dust
- List of plasma (physics) articles
Referencias
- ^ 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". Archived from the original on 2011-07-20. Retrieved 2009-07-20.
- ^ Shishov (1978).
- ^ Artyukh (2001), p. 185
Bibliografía
- 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. S2CID 123391914.
- 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. S2CID 122176976.
- 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. S2CID 4203129.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
- 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.CS1 maint: multiple names: authors list (link)