¿Qué es exactamente el centelleo interplanetario? ¿Qué buscaba la Matriz de Centelleo Interplanetario? ¿Observó alguno con éxito?

Para responder completamente a sus preguntas, permítame presentar el centelleo antes que el centelleo interplanetario.

centelleo atmosférico

La formación de imágenes de una fuente astronómica se ve afectada por una colección de efectos que se denominan visión astronómica , siendo los principales la mancha, el movimiento y el centelleo de la imagen. Todos estos efectos son causados ​​por la deformación del frente de onda de la luz debido a heterogeneidades aleatorias en el índice de refracción de la atmósfera.

Visualicemos la idea básica detrás del ver. Suponga que tiene una fuente de luz ubicada a una distancia infinita, de modo que idealmente sea una fuente puntual y su luz llegue a la Tierra en ondas planas. Al entrar en la atmósfera estas ondas se enfrentan a cambios en el índice de refracción, y en aproximación de óptica geométrica los frentes de onda se deforman según la ley de Snell. En la siguiente imagen tienes dos casos simplificados: a la izquierda, se muestra que un gradiente vertical en el índice de refracción produce una simple inclinación del frente de onda; a la derecha se muestra que un gradiente horizontal produce una deformación del frente de onda. Aquí$\textrm{WF}_1$es el frente de onda entrante no perturbado,$\textrm{WF}_2$es el mismo frente de onda después de entrar en la atmósfera y$n_i$son los índices de refracción.

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Acerquémonos ahora al caso real. Se sabe que las variaciones en el índice de refracción están relacionadas con variaciones en la densidad (por ejemplo, a través de la relación Gladstone-Dale ). Dado que nuestra atmósfera tiene una distribución general más o menos estacionaria de temperaturas, densidades y presiones, las variaciones más dramáticas del índice de refracción se encuentran solo en las capas turbulentas. Aquí cada remolino turbulento puede tener diferente densidad, temperatura, etc., provocando variaciones locales en el índice de refracción. Estas capas se encuentran en los primeros kilómetros de la atmósfera (la capa límite planetaria) y en$\sim$10 km (cerca de la tropopausa). En la siguiente imagen se muestra cómo un frente de onda plano se deforma tras atravesar una capa turbulenta y todos sus remolinos con diferente$n_i$. La longitud$r_0$es el parámetro de Fried , que puede interpretarse como la longitud característica de los remolinos turbulentos.

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¿Qué es entonces el centelleo atmosférico? Bueno, como ves en la imagen anterior, la curvatura del frente de onda conduce a una convergencia (o divergencia) de los rayos de luz (es decir, las líneas perpendiculares al frente de onda). Esto significa que cuando toma una imagen recolectando fotones con su sensor (es decir, cuando recolecta una parte del frente de onda), el brillo de la imagen puede aumentar o disminuir dependiendo de si los rayos de luz convergen o divergen. Además, esta variación de brillo depende del tiempo, ya que los remolinos evolucionan con el tiempo y la capa turbulenta tiene una velocidad de deriva horizontal. Esto es centelleo.

Para ver el centelleo, necesita que (i) la fuente tenga una dimensión angular pequeña, (ii) la capa turbulenta esté lejos del telescopio, (iii) la longitud característica de la parte del frente de onda recolectada (por ejemplo, el diámetro del telescopio) sea comparable a$r_0$, (iv) el tiempo de exposición es menor que la vida útil de la deformación. Si (i) y (ii) no se cumplen, es posible que vea el movimiento de la fuente en lugar de un centelleo, mientras que si (iii) y (iv) no se cumplen, verá motas o una imagen borrosa.

Centelleo en el dominio de radio

En el dominio de la radio, el centelleo no se limita al centelleo atmosférico.

Para longitudes de onda entre milímetros y centímetros todavía tenemos efectos atmosféricos, principalmente debido al gradiente vertical del vapor de agua cerca del suelo. De hecho, para estas longitudes de onda, el índice de refracción del aire se desvía de la unidad en menos de unas pocas centenas de ppm. Dado que las capas turbulentas están más cerca del suelo y, por lo general, las aperturas del radiotelescopio son más grandes que la longitud característica de la turbulencia, la visibilidad no está dominada por el centelleo.

Para longitudes de onda superiores a los centímetros, la frecuencia de las ondas se acerca a la frecuencia del plasma en la ionosfera, por lo que cobra relevancia la deformación del frente de onda provocada por el paso a través de las nubes de electrones en la ionosfera. Debido a su gran distancia desde el suelo, esto dará como resultado un centelleo.

La escala de tiempo del centelleo ionosférico está entre minutos y decenas de minutos, pero Hewish (1955) comenzó a notar que había otro centelleo con una escala de tiempo de pocos segundos, y que su intensidad era mayor para fuentes cercanas al Sol. Siguiendo esta pista, Hewish et al. (1964) han demostrado que, de hecho, este centelleo más rápido fue producido por nubes de plasma en el medio interplanetario, proporcionadas por el viento solar.

Yendo más allá, Sieber (1982) ha demostrado que también hay un centelleo con escalas de tiempo entre días y meses debido a las nubes de plasma en el medio interestelar.

Conclusiones

¿Qué es exactamente el centelleo interplanetario?

El centelleo es un cambio en la intensidad de una señal de luz que depende del tiempo y es causado por deformaciones en el frente de onda debido a variaciones aleatorias del índice de refracción. En el caso del centelleo interplanetario, las variaciones del índice de refracción son causadas por las nubes de plasma que viajan en el medio interplanetario y son enviadas por el viento solar.

¿Qué buscaba la Matriz de Centelleo Interplanetario?

Precisamente el centelleo interplanetario. Desde él se pueden estudiar las propiedades tanto del plasma interplanetario como de las fuentes de radio centelleantes.

¿Observó alguno con éxito?

¡Supongo que si!