Szerokopasmowy wybuch słoneczny typu II na wysokiej częstotliwości

Na ilustracji 1: Widmo dynamiczne szerokopasmowego wybuchu typu II na wysokiej częstotliwości zarejestrowane przez spektrograf radiowy ORFEES (670–144 MHz). Maksymalne temperatury jasnościowe (TB_max) dla różnych częstotliwości NRH zaznaczono białymi liniami (Publikacja Zespołu).

W nowym artykule prezentujemy badania nietypowego, szerokopasmowego wybuchu słonecznego typu II obserwowanego na wysokiej częstotliwości, który miał miejsce 19 maja 2022 roku. Jego częstotliwość początkowa wynosiła aż 670 MHz, a chwilowa szerokość pasma sięgała 300 MHz, co zarejestrował spektrograf ORFEES (ilustracja 1). Zakres ten był znacznie szerszy niż w przypadku standardowych zjawisk tego typu. Ponadto wybuch trwał 2 minuty dla każdej specyficznej częstotliwości. To także znacznie dłużej niż w przypadku zwykłych wybuchów słonecznych. Dla tego zdarzenia dostępne są jednoczesne obserwacje w zakresie skrajnego ultrafioletu (EUV), jak i obrazowanie radiowe z heliografu radiowego Nançay (NRH). Pozwoliło nam to zmierzyć położenie źródeł radiowych ponad strukturą szoku obserwowanego w zakresie EUV i przeanalizować przyczyny występowania szerokopasmowej charakterystyki na wysokiej częstotliwości.

Po nałożeniu konturów radiowych na poziomie 90 i 95% TB_max na najbliższe czasowo obrazy z AIA 211 Å (Ilustracja 2) przeprowadzono cztery obserwacje: (1) źródła emisji radiowej typu II są stowarzyszone z przednią częścią struktury fali uderzeniowej EUV (z niewielkim odstępstwem wynoszącym 0,01 R_ʘ; (2) źródła zasadniczo nakładają się na siebie przed godziną 12:04 UT (bez separacji przestrzennej 0,001 R_ʘ; później ulegają rozproszeniu przestrzennemu, a źródła o niższej częstotliwości znajdują się dalej od tarczy Słońca; (3) jak już wspomniano, źródła na kilku częstotliwościach pojawiają się jednocześnie i są rozmieszczone w szerokim zakresie 150–200 sekund kątowych, (4) przez większość czasu trwania wybuchu radiowego jego źródła są rozproszone przestrzennie, ale nadal skupione wokół czoła fali uderzeniowej, który odpowiada przejściu szoku generowanego przez koronalny wyrzut masy przez jasne, gęste pętle magnetyczne, co powoduje jego spowolnienie (shock dip).

Spowolnienie to wynika prawdopodobnie z silnej kompresji wywołanej propagacją fali uderzeniowej w jasnych i gęstych pętlach, gdzie prędkość Alfvéna (jak również prędkość fali uderzeniowej) jest stosunkowo niska. Zgodnie z danymi dla EUV i zebranymi w zakresie światła widzialnego, jasne i gęste pętle łączące dwie plamy są przestrzennie skorelowane ze spadkiem fali uderzeniowej, co sugeruje, że fala uderzeniowa przeszła przez nie, wywołując silną interakcję. W omawianym przypadku przyspieszenie elektronów na fali uderzeniowej było dość wydajne, zgodnie z symulacjami numerycznymi przeprowadzonymi przez Konga i in. (2015, 2016). Uważamy zatem, że badany wybuch typu II był rezultatem przejścia KWM przez gęste pętle magnetyczne (Ilustracja 3).