Centelleo interplanetario

En astronomía , el centelleo interplanetario se refiere a fluctuaciones aleatorias en la intensidad de las ondas de radio de origen celestial , en una escala de tiempo de unos pocos segundos. Es análogo al centelleo que se ve al mirar las estrellas en el cielo por la noche, pero en la parte de radio del espectro electromagnético en lugar de la parte visible . El centelleo interplanetario es el resultado de las ondas de radio que viajan a través de fluctuaciones en la densidad de electrones y protones que componen el viento solar .

La centelleación, que significa modificación rápida, en las ondas de radio debido a las estructuras de pequeña escala en la ionosfera , conocida como centelleo ionosférico , ^[1] fue observada ya en 1951 por Antony Hewish , y 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 realizaban observaciones astrométricas de varias fuentes brillantes de ondas de radio celestiales utilizando un interferómetro de radio , Hewish y dos colaboradores informaron "fluctuaciones inusuales de intensidad" en algunas de las fuentes. ^[4] Los datos apoyaron firmemente la idea de que las fluctuaciones eran resultado de irregularidades en la densidad del plasma asociado con el viento solar , lo que los autores llamaron centelleo interplanetario, ^[5] y se reconoce como el "descubrimiento del fenómeno del centelleo interplanetario". ^[6]

Para estudiar la centelleación interplanetaria, Hewish construyó el Interplanetary Scintillation Array en el Observatorio de Radioastronomía Mullard . El conjunto constaba de 2.048 dipolos repartidos en casi dos hectáreas de terreno y se construyó para estudiar constantemente el cielo con una resolución temporal de unos 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 se iniciaran las observaciones, la alumna de Hewish, Jocelyn Bell , dio la vuelta a esta suposición cuando notó una señal que pronto se reconoció como procedente de una nueva clase de objeto, el púlsar . Por tanto, "fue una investigación de la centelleación interplanetaria lo que llevó al descubrimiento de los púlsares, aunque el descubrimiento fuera un subproducto en lugar de ser el propósito de la investigación". ^[8]

La centelleo 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 de electrones y protones solitarios , y las variaciones en el índice de refracción son causadas por variaciones en la densidad del plasma. ^[9] Diferentes índices de refracción dan lugar a cambios de fase entre las ondas que viajan a través de diferentes lugares, lo que da lugar a interferencias . A medida que las ondas interfieren, tanto la frecuencia de la onda como su tamaño angular se amplían, y la intensidad varía. ^[10]

Como la centelleación interplanetaria es causada por el viento solar , las mediciones de centelleo interplanetario pueden "utilizarse como sondas valiosas y económicas del viento solar". ^[11] Como ya se señaló, 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 de la raíz cuadrada media (RMS) a menudo se expresan en relación con la intensidad media de la fuente, en un término llamado índice de centelleo, que se escribe como

${\displaystyle m={\frac {\langle \Delta I^{2}\rangle ^{1/2}}{\langle I\rangle }}.}$

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

${\displaystyle m\approx {\sqrt {2}}\Delta \phi .}$^[12]

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

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

donde es la longitud de onda de la onda entrante, es el radio clásico del electrón , es el espesor de la "pantalla", o la escala de longitud sobre la que tiene lugar la mayor parte de la dispersión, es la escala de tamaño típica de las irregularidades de densidad, y es la raíz cuadrada de la variación media de la densidad electrónica en torno a la densidad media. Por tanto, la centelleo interplanetaria puede utilizarse como sonda de la densidad del viento solar. Las mediciones de centelleo interplanetario también pueden utilizarse para inferir la velocidad del viento solar. ^[14]${\estilo de visualización \lambda}$${\displaystyle r_{e}}$${\estilo de visualización L}$${\estilo de visualización a}$$Estilo de visualización: delta N^{2}$

Las características estables del viento solar pueden estudiarse con especial atención. 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 gira durante un período de aproximadamente un mes , la perspectiva sobre la Tierra cambia. Entonces es posible hacer una " reconstrucción tomográfica de la distribución del viento solar" para las características del viento solar que permanecen estáticas. ^[15]

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

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• Artyukh, Vadim S. (2001). "Investigaciones de AGN por el método de centelleo interplanetario". Astrofísica y ciencia espacial . 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 externas 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 diámetro pequeño". 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". Revista anual de astronomía y astrofísica . 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 pulsares. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83954-9.
• Manchester, RN; Taylor, JH (1977). Pulsares . 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. Código Bibliográfico :1978AZh....55..411S.{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )