¿Qué se puede aprender de la radioastronomía de baja frecuencia disponible fuera de la ionosfera de la Tierra?

Las naves espaciales Wind , STEREO , Parker Solar Probe y Solar Orbiter llevan instrumentos de radio que observan emisiones de radiofrecuencia desde unos pocos kHz hasta ~10-20 MHz.

Hay una sección completa en Wilson et al. [2021] dedicado a discutir los descubrimientos novedosos que resultaron del lanzamiento de Wind en radioastronomía, específicamente observaciones de radio solar. Una de las cosas principales que examinamos en el rango de kHz a unas pocas decenas de MHz son las llamadas ráfagas de radio solar . La mayoría de estos son generados indirectamente por electrones energizados. Es decir, los electrones se energizan a energías lo suficientemente altas como para ser inestables a algo así como una inestabilidad de golpe en la cola que irradia ondas de Langmuir . Estas ondas de Langmuir luego se someten a algún tipo de interacción onda-onda no lineal (todavía no hemos descubierto exactamente cuál) que da como resultado la emisión de una onda acústica de iones .y un llamado modo libre , que suele ser un modo ordinario , a veces llamado modo O, estas son ondas electromagnéticas polarizadas a la izquierda (con respecto al campo magnético cuasiestático) con frecuencias intrínsecas por encima de la frecuencia híbrida superior local. (en el viento solar , esto es básicamente lo mismo que la frecuencia del plasma ).

En cualquier caso, la emisión de radio que observamos a distancia con estas naves tiene varios propósitos. La primera es que es un indicador de la densidad del plasma local de la que surgió la emisión (es decir, porque la onda de radio emitida está ligeramente por encima de la frecuencia del plasma local). Esto se puede usar para determinar la distancia radial desde el Sol donde se originó la emisión o se puede inferir un modelo de densidad electrónica total a partir de estas emisiones.

El segundo propósito es que uno de los tipos de ráfagas de radio solar, el Tipo II, tiene un interesante fenómeno coexistente. Es decir, cada vez que hay grandes eventos de partículas energéticas solares (SEP) , hay una ráfaga de radio Tipo II asociada. Un tipo II es útil porque resulta de electrones acelerados localmente por una onda de choque interplanetaria que se propaga. Por lo tanto, podemos rastrear la velocidad y la distancia hasta el impacto del incidente y proporcionar un tiempo de anticipación de advertencia (muy pequeño) para posibles eventos SEP y/o tormentas geomagnéticas .

Las ráfagas de radio Tipo II se desplazan lentamente en función del tiempo en comparación con, por ejemplo, las ráfagas de radio Tipo III. Se cree que estos últimos son el resultado de electrones acelerados en regiones solares activas y, por lo tanto, la tasa de deriva de frecuencia puede informar al usuario sobre la velocidad del haz de electrones si se conoce el perfil de densidad de electrones radial. Con nuestras recientes mediciones in situ de Parker Solar Probe , tenemos mejores restricciones en el perfil radial de la densidad electrónica total y la fuerza del campo magnético.

Finalmente, si somos cuidadosos y calibramos correctamente las cosas y hacemos un esfuerzo meticuloso para calibrar adecuadamente los niveles de ruido de cada frecuencia, podemos hacer mediciones detalladas y de larga duración del fondo galáctico, lo cual es útil para la radioastronomía.

Bien, un último punto: también podemos observar emisiones de radio que surgen de electrones en la magnetosfera joviana .

Actualización
Tenga en cuenta que el percentil 25 ^al 75 ^para la densidad electrónica total cerca de la Tierra es ~5.7-13.0 cm ^-3 con una mediana de ~8.6 cm ^-3 . Esto da como resultado una frecuencia de plasma de ~17,2-42,5 kHz con una mediana de ~26,3 kHz [p. ej., consulte la Tabla 6 en Wilson et al. , 2021]. La densidad total de electrones en la corona solar es mayor en ~5-8 órdenes de magnitud, dependiendo de la distancia radial.

También tenga en cuenta que la frecuencia del ciclotrón de electrones cerca de la Tierra es ~80-410 Hz con una mediana de ~162 Hz, es decir, mucho más pequeña que la frecuencia del plasma. Por lo tanto, la frecuencia híbrida superior en la mayor parte del viento solar es básicamente la misma que la frecuencia del plasma.

Referencias

• Bale, SD, et al., "El conjunto de instrumentos FIELDS para Solar Probe Plus", Space Sci. Rev. 204 (1-4), págs. 49-82, doi: 10.1007/s11214-016-0244-5 , 2016.
• Bougeret, J.-L., et al., "Ondas: la investigación de ondas de radio y plasma en la nave espacial eólica", Space Sci. Rev. 71 (1-4), págs. 231-263, doi: 10.1007/BF00751331 , 1994.
• Bougeret, J.-L., et al., "S/WAVES: La investigación de ondas de radio y plasma en la misión STEREO", Space Sci. Rev. 136 (1-4), págs. 487-528, doi: 10.1007/s11214-007-9298-8 , 2008.
• Maksimovic, M., et al., "El instrumento Solar Orbiter Radio and Plasma Waves (RPW)", Astron. & Astrofias. 642 (A12), págs. 23, doi: 10.1051/0004-6361/201936214 , 2020.
• Wilson, LB, et al. , "Un cuarto de siglo de descubrimientos de naves espaciales eólicas ", Reseñas de geofísica 59 (2), págs. e2020RG000714, doi: 10.1029/2020RG000714 , 2021.