رمزگشایی گسیل ژیروسینکروترون ضعیف از یک پرتاب جرم تاجی با استفاده از تصویربرداری رادیویی طیف قطبی توسط Devoyoti Kansabanik، Surajit Mondal و Divya Oberoi – انجمن ستاره شناسان رادیو خورشیدی اروپا

پرتاب‌های جرمی تاجی (CME) پرتاب‌هایی در مقیاس بزرگ پلاسما و میدان‌های مغناطیسی از تاج خورشیدی به هلیوسفر هستند. میدان مغناطیسی وارد شده توسط پلاسمای CME برای درک انتشار، تکامل و اثربخشی زمین بسیار مهم است. در میان قابل مشاهده‌های مختلف در طول موج‌های رادیویی، مدل‌سازی طیفی گسیل ژیروسینکروترون ضعیف (GS) از پلاسمای CME یکی از امیدوارکننده‌ترین تکنیک‌های سنجش از دور برای تخمین میدان‌های مغناطیسی CME با تفکیک فضایی در نظر گرفته می‌شود. با این حال، تصویربرداری از انتشار CME GS با چگالی بسیار کم در مجاورت خورشید با مرتبه بزرگی تراکم شار بالاتر کاملاً چالش برانگیز است. پس از اولین تشخیص و مدل‌سازی انتشار GS ضعیف از نظر فضایی از پلاسمای CME توسط باتیان و دیگران. 2001فقط چند مطالعه وجود دارد (مایا و دیگران 2007، تون و وورلیداس 2013، بین و همکاران 2014، موندال و همکاران 2020) که موفق به شناسایی این انتشار شدند.

این چالش ابزاری اخیراً با استفاده از قابلیت تصویربرداری با دامنه دینامیکی بالا آرایه میدان وسیع Murchison (MWA) انجام شد. اگرچه تشخیص معمول GS اکنون قابل دستیابی است، چالش به محدود کردن تعداد زیادی از پارامترهای آزاد در مدل‌های GS، که برخی از آنها منحط هستند، با استفاده از تعداد محدودی از نقاط طیفی که مشاهدات معمولاً در دسترس هستند، تغییر کرده است. در این مطالعه، ما نشان می‌دهیم که تصویربرداری طیف‌سنجی با برد دینامیکی و دقت بالا با MWA می‌تواند محدودیت‌های قوی در قطبش دایره‌ای انتشار GS ضعیف ایجاد کند. استفاده از این اطلاعات همراه با طیف شدت کل می تواند به طور قابل توجهی محدودیت ها را در پارامترهای پلاسمای CME بهبود بخشد.

مروری کوتاه بر مشاهدات

CME مورد مطالعه در این کار یک CME کند با سرعت سه بعدی حدود 450 کیلومتر بر ثانیه است. این CME از پشت خورشید فوران کرد که توسط دوربین فرابنفش شدید در فضاپیمای STEREO-B مشاهده شد. این CME به سمت شمال خورشیدی منتشر می شود. مشاهدات رادیویی با استفاده از MWA فرکانس‌های بین 80 تا 240 مگاهرتز را پوشش می‌دهند. تصاویر طیف قطبی با دامنه دینامیکی بالا که توسط الگوریتم کالیبراسیون و تصویربرداری پیشرفته، P-AIRCARS (کانسابانیک و همکاران، 2022،کانسابانیک و همکاران، 2023a) به ما امکان می دهد تا انتشارات رادیویی ضعیف GS را در فرکانس های متعدد شناسایی کنیم و تقریباً تمام نور سفید CME را پوشش دهیم. شدت کل انتشار (Stokes I) در 80 مگاهرتز با خطوط منطبق بر روی تصاویر تاج نگاری پایه LASCO C2 و C3 نشان داده شده است (شکل 1). CME مورد مطالعه در این کار با جعبه فیروزه ای در شکل 1 مشخص شده است. نویز به دست آمده در این تصویر نزدیک به حد نویز حرارتی مشاهده ای است (~1.3 برابر). این بدان معنی است که زمینه کمی برای بهبود حساسیت با بهبود کالیبراسیون یا تصویربرداری وجود دارد. علیرغم کیفیت بالای کالیبراسیون و تصویربرداری که در اینجا به دست آمده است، این مشاهدات نمی توانند انتشار قطبی دایره ای (Stokes V) را از این CME تشخیص دهند. با این وجود، این مشاهدات مرزهای بالایی حساس را روی چگالی شار استوکس V قرار می‌دهند. ترکیب این محدوده‌های بالایی محکم در استوکس V همراه با طیف استوکس I، فضای فاز موجود برای پارامترهای مدل GS را محدود می‌کند و بنابراین استحکام آنها را بهبود می‌بخشد.

شکل 1: پخش رادیو از CME-1 با فرکانس 80 مگاهرتز. انتشار استوکس I در فرکانس 80 مگاهرتز با خطوط منطبق بر روی یک تصویر کروناگراف با اختلاف پایه نشان داده می شود. پس‌زمینه تصاویر تاج‌نگار LASCO C2 و C3 را از نزدیک‌ترین مهرهای زمانی موجود نشان می‌دهد. تصویر نور سفید داخلی از تاج‌نگار C2 و تصویر بیرونی از تاج‌نگار C3 است. تصویر رادیویی در 01:24:55 UTC است. سطوح کانتور 0.5٪، 1٪، 2٪، 4٪، 6٪، 8٪، 20٪، 40٪، 60٪ و 80٪ چگالی شار اوج است. انتشار رادیویی مشخص شده توسط جعبه فیروزه ای از CME-1 است که در صفحه آسمان تا 5.2 R شناسایی می شود._⊙ با دایره قرمز نشان داده شده است.

مدل‌سازی طیف قطبی انتشار ضعیف رادیویی GS

انتشار ضعیف رادیویی GS از CME ها از 80 مگاهرتز تا 145 مگاهرتز شناسایی می شود. طیف‌های تفکیک‌شده فضایی در چندین ناحیه به‌هم پیوسته مستقل با اندازه یک تابع گسترش نقطه (PSF)، همانطور که با بیضی‌ها در شکل 2 نشان داده شده‌اند، استخراج می‌شوند. انتشار

ساده‌ترین مدل انتشار GS توزیع همگن و همسانگرد الکترون‌های غیر حرارتی را به دنبال توزیع توان فرض می‌کند. حتی این مدل GS ساده شده دارای ده پارامتر آزاد است و برخی از آنها انحطاط را نشان می دهند. محدود کردن همه آنها فقط با استفاده از طیف استوکس I امکان پذیر نیست. مشاهدات چند نقطه‌ای با استفاده از تاج‌نگارهای نور سفید تخمین مستقلی از چگالی الکترون حرارتی و حداکثر عمق منبع مجاز برای مدل GS ارائه می‌کند. اکثر پارامترهای دیگر با استفاده از رویکرد زنجیره مارکوف مونت کارلو (MCMC) با استفاده از طیف استوکس I و طیف کران بالایی استوکس V محدود شدند. طیف‌های استوکس I و V برای برخی از مناطق مشاهده و برازش شدند که در شکل 2 با رنگ قرمز مشخص شده‌اند. در شکل 3 نشان داده شده است. همچنین طیف GS مربوط به 1000 تحقق تصادفی توزیع خلفی پارامترهای مدل GS را نشان می دهد. همانطور که مشهود است، مدل‌های مناسب با هر دو طیف مشاهده شده Stokes I و حد بالایی Stokes V مطابقت دارند.

شکل 2: مناطقی که طیف ها استخراج شدند. نواحی قرمز آنهایی هستند که در آن برازش طیف انجام می شود و برای نواحی سبز هیچ برازش طیفی انجام نمی شود. برازش طیف نیز برای منطقه 7 انجام می شود که با رنگ فیروزه ای مشخص شده است، در حالی که برخی پارامترها ثابت هستند. منطقه 9 که با رنگ سرخابی برجسته شده است، تنها یک نقطه طیفی دارد.

شکل 3. طیف های مشاهده شده و برازش شده برخی از مناطق قرمز نشان داده شده در شکل 2. طیف استوکس I در ردیف اول نشان داده شده است. نقاط قرمز نشان دهنده چگالی شار مشاهده شده است. طیف V استوکس در ردیف دوم نشان داده شده است. نقاط آبی نشان دهنده حد بالایی هر یک از فرکانس ها هستند. خطوط سیاه نشان دهنده طیف Stokes I و V GS مربوط به مقادیر میانگین توزیع های خلفی پارامترهای مدل GS است. خطوط زرد روشن، طیف GS را برای 1000 تحقق به طور تصادفی از توزیع های خلفی پارامترهای مدل GS نشان می دهد.

توزیع های خلفی پارامترهای مدل GS در شکل 4 برای دو مورد نشان داده شده است – فقط با استفاده از طیف Stokes I (محوطه های آبی) و با استفاده از هر دو طیف Stokes I و Stokes V کران های بالایی (کانتورهای قهوه ای). واضح است که پارامترهای GS زمانی که از اندازه‌گیری‌های Stokes I و V استفاده می‌شود، محدودتر می‌شوند.

شکل 4: مقایسه بین مدلسازی مشترک Stokes I به تنهایی و Stokes I, V. نمودارهای دو متغیره توزیع احتمال مشترک هر دو پارامتر را نشان می دهد. خطوط در 0.5، 1، 2 و 3σ هستند. خطوط آبی نشان دهنده توزیع خلفی پارامترها با استفاده از طیف استوکس I است. خطوط مارون نشان دهنده توزیع های خلفی با استفاده از طیف مشترک استوکس I و V است. میدان مغناطیسی (B) و میدان مغناطیسی خط دید (θ) از اتصالات جفت استوکس I و V بهتر محدود می شوند.

بحث

گنجاندن مرزهای بالایی Stokes V همراه با طیف Stokes I به طور قابل توجهی باعث کاهش انتشار در تابع توزیع پارامترهای مدل می شود و برخی از انحطاط ها را در مدل GS در مقایسه با وضعیتی که فقط از طیف Stokes I استفاده می شود، می شکند. حتی کرانه های بالایی سختگیرانه در Stokes V همراه با طیف Stokes I به ما امکان می دهد بخشی از فضای پارامتر مدل های GS را که با طیف Stokes I سازگار است اما با کران های بالایی در Stokes V مطابقت دارد حذف کنیم. بررسی محدوده های توزیع های خلفی نشان می دهد که عدم قطعیت در تخمین زاویه دید با میدان مغناطیسی به میزان 44% و در قدرت میدان مغناطیسی تا 30% در هنگام استفاده از مدل‌سازی مشترک Stokes I و V کاهش می‌یابد.

این کار گام بعدی فراتر از تلاش‌های قبلی برای تخمین پارامترهای پلاسمای CME با استفاده از انتشار GS را نشان می‌دهد. این نشان می دهد که استفاده از کران های بالا زمانی که به طور مناسب در ارتباط با سایر محدودیت های موجود استفاده می شود. بر اساس نتایج ابزارهای کنونی مانند MWA، شکی نیست که تصاویر طیف قطبی فرکانسی حساس تر و گسترده تر از ابزارهای آینده مانند رصدخانه آرایه کیلومتر مربعی، آرایه بسیار بزرگ نسل بعدی و تلسکوپ رادیویی خورشیدی فرکانس چابک. با کمک مشاهدات تاج نگاری چند نقطه ای، مدل سازی GS به عنوان یک تکنیک سنجش از دور معمولی و قوی برای تخمین پارامترهای پلاسمای CME در محدوده وسیعی از ارتفاعات تاج استفاده می شود.

اطلاعات بیشتر

بر اساس مقاله اخیر Kansabanik, D., Mondal, S., and Oberoi, D. 2023, 2023 ApJ 950 164, https://doi.org/10.3847/1538-4357/acc385

لیست کامل نویسندگان: Devoyoti Kansabanik ¹سورجیت موندال ² دیویا اوبروی ¹

¹ مرکز ملی اخترفیزیک رادیویی، موسسه تحقیقات بنیادی تاتا، پونا، هند

² مرکز مطالعات خورشیدی-زمینی، موسسه فناوری نیوجرسی، نیوآرک، ایالات متحده

منابع

1. Bastian, TS, Pick, M., Kerdraon, A., Maia, D., & Vourlidas, A. 2001, ApJL, 558, L65
2. Bain, HM, Krucker, S., Saint-Hilaire, P., & Raftery, CL 2014, ApJ, 782, 43
3. Maia، DJF، Gama، R.، Mercier، C.، و همکاران. 2007، ApJ، 660، 874
4. Mondal, S., Oberoi, D., & Vourlidas, A. 2020, ApJ, 893, 28
5. Tun, SD, & Vourlidas, A. 2013, ApJ, 766, 130
6. Kansabanik, D., Oberoi, D. and Mondal, S. 2022c, ApJ, 932, 110
7. Kansabanik, D., Bera, A., Oberoi, D., & Mondal, S. 2023, ApJS, 264, 47