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centelleo interplanetario

En astronomía , la centelleación interplanetaria se refiere a fluctuaciones aleatorias en la intensidad de las ondas de radio de origen celeste , en escalas de tiempo de unos po...

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En astronomía , la centelleación interplanetaria se refiere a fluctuaciones aleatorias en la intensidad de las ondas de radio de origen celeste , en escalas de tiempo de unos pocos segundos. Es análoga al centelleo que se observa al mirar las estrellas en el cielo nocturno, pero en la parte radioeléctrica del espectro electromagnético en lugar de la visible . La centelleación interplanetaria es el resultado de ondas de radio que viajan a través de fluctuaciones en la densidad de los electrones y protones que componen el viento solar .

Estudio temprano

La centelleación, es decir, la modificación rápida, en las ondas de radio debido a las estructuras a pequeña escala en la ionosfera , conocida como centelleación ionosférica , [ 1 ] fue observada ya en 1951 por Antony Hewish , quien luego informó irregularidades en la radiación recibida durante una observación de una fuente de radio brillante en Tauro en 1954. [ 2 ] Hewish consideró varias posibilidades y sugirió que las irregularidades en la corona solar causarían dispersión por refracción y podrían producir las irregularidades que observó. [ 3 ] Una década más tarde, mientras realizaba observaciones astrométricas de varias fuentes brillantes de ondas de radio celestes usando un radiointerferómetro , Hewish y dos colaboradores informaron "fluctuaciones inusuales de intensidad" en algunas de las fuentes. [ 4 ] Los datos respaldaron firmemente la noción de que las fluctuaciones resultaron de irregularidades en la densidad del plasma asociado con el viento solar , que los autores denominaron centelleo interplanetario, [ 5 ] y se reconoce como el "descubrimiento del fenómeno de centelleo interplanetario". [ 6 ]

Para estudiar la centelleación interplanetaria, Hewish construyó el Interplanetary Scintillation Array en el Observatorio de Radioastronomía Mullard . El conjunto constaba de 2048 dipolos distribuidos en casi dos hectáreas de terreno y fue construido para explorar constantemente el cielo con una resolución temporal de aproximadamente 0,1 segundos . Esta alta resolución temporal lo diferenciaba de muchos otros radiotelescopios de la época, ya que los astrónomos no esperaban que la emisión de un objeto presentara una variación tan rápida. [ 7 ] Poco después de que comenzaran las observaciones, la estudiante de Hewish, Jocelyn Bell, revolucionó esta suposición al detectar una señal que pronto se identificó como proveniente de una nueva clase de objeto: el púlsar . Así, «fue una investigación sobre la centelleación interplanetaria la que condujo al descubrimiento de los púlsares, aunque el descubrimiento fue un resultado secundario y no el objetivo principal de la investigación». [ 8 ]

Causa

La centelleación 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. [ 9 ] Los diferentes índices de refracción dan lugar a cambios de fase entre las ondas que viajan por diferentes ubicaciones, lo que produce interferencia . A medida que las ondas interfieren, tanto la frecuencia de la onda como su tamaño angular se ensanchan y la intensidad varía. [ 10 ]

Aplicaciones

viento solar

Dado que la centelleación interplanetaria es causada por el viento solar , las mediciones de la centelleación interplanetaria pueden "utilizarse como sondas valiosas y económicas del viento solar". [ 11 ] Como ya se ha señalado, la información observada, las fluctuaciones de intensidad, está relacionada con la información deseada, la estructura del viento solar, a través del cambio de fase experimentado por las ondas que viajan a través del viento solar. Las fluctuaciones de intensidad cuadráticas medias (RMS) a menudo se expresan en relación con la intensidad media de la fuente, en un término llamado índice de centelleación, que se escribe como

metro=⟨ΔI2⟩1/2⟨I⟩.{\displaystyle m={\frac {\langle \Delta I^{2}\rangle ^{1/2}}{\langle I\rangle }}.}

Esto puede relacionarse con la desviación de fase causada por la turbulencia en el viento solar al considerar la onda plana electromagnética incidente , y produce

metro≈2Δϕ.{\displaystyle m\approx {\sqrt {2}}\Delta \phi .}[ 12 ]

El siguiente paso, relacionar el cambio de fase con la estructura de densidad del viento solar, se puede simplificar asumiendo que la densidad del plasma es mayor hacia el sol, lo que permite la "aproximación de pantalla delgada". Al hacerlo, se obtiene finalmente una desviación cuadrática media para la fase de

ϕRMETROS=λrmi(aL)1/2[⟨δnorte2⟩]1/2,{\displaystyle \phi _{RMS}=\lambda r_{e}\left(aL\right)^{1/2}\left[\langle \delta N^{2}\rangle \right]^{1/2},}[ 13 ]

dóndeλ{\displaystyle \lambda }es la longitud de onda de la onda incidente,rmi{\displaystyle r_{e}}es el radio clásico del electrón ,L{\displaystyle L}es el grosor de la "pantalla", o la escala de longitud sobre la cual tiene lugar la mayor parte de la dispersión,a{\displaystyle a}es la escala de tamaño típica de las irregularidades de densidad, yδnorte2{\displaystyle \delta N^{2}}es la raíz cuadrada de la variación cuadrática media de la densidad electrónica con respecto a la densidad media. Por lo tanto, la centelleación interplanetaria puede utilizarse como sonda de la densidad del viento solar. Las mediciones de centelleación interplanetaria también pueden utilizarse para inferir la velocidad del viento solar. [ 14 ]

Las características estables del viento solar pueden estudiarse con especial detalle. En un momento dado, los observadores en la Tierra tienen una línea de visión fija a través del viento solar, pero a medida que el Sol rota durante un período de aproximadamente un mes , la perspectiva en la Tierra cambia. Entonces es posible realizar una " reconstrucción tomográfica de la distribución del viento solar" para las características del viento solar que permanecen estáticas. [ 15 ]

Fuentes compactas

El espectro de potencia que se observa de una fuente que ha experimentado centelleo interplanetario depende del tamaño angular de la fuente. [ 16 ] Por lo tanto, las mediciones de centelleo interplanetario pueden utilizarse para determinar el tamaño de fuentes de radio compactas, como los núcleos galácticos activos . [ 17 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ "Centelleo ionosférico | Centro de predicción del clima espacial de la NOAA/NWS" .
  2. ↑ Hewish (1955), pág. 238.
  3. ↑ Hewish (1955), págs. 242–244.
  4. ↑ Hewish (1964), pág. 1214.
  5. ↑ Hewish (1964), pág. 1215.
  6. ↑ Alurkar (1997), pág. 38.
  7. ↑ Manchester (1977), págs. 1–2.
  8. ↑ Lyne (1990). pág. 4.
  9. ^ Jokipii (1973), págs. 11-12.
  10. ↑ Alurkar (1997), pág. 11.
  11. ↑ Jokipii (1973), pág. 1.
  12. ↑ Alurkar (1997), pág. 45.
  13. ^ Alurkar (1997), págs. 39–45.
  14. ^ Jokipii (1973), págs. 23-25.
  15. ↑ "Murchison Widefield Array: Centelleo interplanetario" . Archivado del original el 20 de julio de 2011. Consultado el 20 de julio de 2009 .
  16. ↑ Shishov (1978).
  17. ↑ Artyukh (2001), pág. 185

Bibliografía

  • Artyukh, Vadim S. (2001). "Investigaciones de AGN mediante el método de centelleo interplanetario". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 278 (1/2): 185–188 . Bibcode : 2001Ap & SS.278..185A . doi : 10.1023/A:1013154728238 . S2CID 123391914 . 
  • Alurkar, SK (1997). Perturbaciones solares e interplanetarias . Singapur: World Scientific. ISBN 978-981-02-2925-2.
  • Hewish, A. (1955). "La estructura irregular de las regiones exteriores de la corona solar". Actas de la Royal Society de Londres. Serie A, Ciencias Matemáticas y Físicas . 228 ( 1173): 238– 251. Bibcode : 1955RSPSA.228..238H . doi : 10.1098/rspa.1955.0046 . JSTOR 99619. S2CID 122176976 .  
  • Hewish, A., Scott, PF y Wills, D. (septiembre de 1964). "Centelleo interplanetario de fuentes de radio de pequeño diámetro". Nature . 203 (4951): 1214– 1217. Bibcode : 1964Natur.203.1214H . doi : 10.1038/2031214a0 . S2CID 4203129 . {{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  • Jokipii, JR (1973). "Turbulencia y centelleos en el plasma interplanetario". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 (1): 1– 28. Bibcode : 1973ARA & A..11....1J . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000245 .
  • Lyne, AG; Graham-Smith, F. (1990). Astronomía de púlsares . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83954-9.
  • Manchester, RN; Taylor, JH (1977). Pulsars . San Francisco: WH Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0358-7.
  • Shishov, VI, Shishova, TD (1978). "La influencia de los tamaños de las fuentes en los espectros de centelleo interplanetario - Teoría". Astronomicheskii Zhurnal . 55 : 411– 418. Bibcode : 1978AZh....55..411S .{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )