p Picos de rádio solar são de curta duração, rajadas de rádio de banda estreita que são assinaturas da aceleração de elétrons não térmicos em explosões solares. Eles são observados em uma ampla faixa de frequências de dezenas de MHz (Melnik et al. 2014) à faixa de GHz (Benz et al. 1992) e têm algumas das durações mais curtas e larguras de banda estreitas de qualquer explosão de rádio solar. A origem dos picos não é totalmente compreendida. Suas curtas durações representam um limite superior para o tempo de liberação de energia, e juntamente com suas larguras de banda de frequência estreita, picos são indicativos de processos que ocorrem em escalas de tempo de milissegundos, fornecendo uma avenida para estudar os processos mais rápidos na coroa solar. As altas temperaturas de brilho associadas aos picos indicam mecanismos coerentes; nomeadamente, emissão de plasma ou emissão do maser de ciclotron de elétrons (ECM). p Em um artigo recente, Clarkson et al. (2021) relataram pela primeira vez o espaço, frequência, e observações resolvidas no tempo de picos de rádio individuais associados a uma ejeção de massa coronal (CME).

p Usando a resolução de tempo e frequência de LOFAR, fomos capazes de resolver picos de rádio individuais entre 30 e 70 MHz (Figura 1) e analisar suas várias características, incluindo duração, largura de frequência, desvio de frequência, área, e movimento aparente em escalas de dezenas de milissegundos. O evento de queima foi associado a uma série de rajadas do Tipo III, juntamente com uma CME e rajada do Tipo II, pensado para se originar de uma erupção de jato (Chrysaphi et al. 2020). Picos foram observados antes e depois do CME, com a maior parte dos picos observados ocorrendo dentro da esteira CME. A mesma análise foi realizada em estrias individuais de explosões do tipo IIIb que ocorreram durante o mesmo período. Ambos os picos e estrias mostram características semelhantes, uma duração decrescente, aumentando a largura de banda, e área decrescente, com frequência. Descobrimos que as taxas de deriva de pico inferem velocidades da excitatriz de aproximadamente 10-50 km s ^-1 .

p Uma das observações intrigantes é que os movimentos do centroide do pico (e estrias) não são radiais, mas paralelo ao membro solar (Figura 2a). Analisando a variação temporal da área de pico e movimento vertical no plano da imagem (Figura 2b, c), descobrimos que tanto a mudança na extensão da área quanto no movimento são mais pronunciados durante a fase de decaimento. Os picos mostram velocidades superluminais entre 0,76 e 1,8c e expansão superluminal dos tamanhos de fonte FWHM. Esta não é a velocidade física da excitatriz e pode ser explicada no contexto do espalhamento das ondas de rádio devido à turbulência de densidade anisotrópica. Em Kontar et al. (2019), foi mostrado que a turbulência da densidade anisotrópica era necessária para explicar os tempos de decaimento do Tipo III observados e os tamanhos das fontes simultaneamente. Em um meio com flutuações de densidade anisotrópica, o espalhamento de ondas de rádio induz uma mudança na emissão observada, preferencialmente ao longo da direção do campo magnético guia. Avançar, as simulações de espalhamento prevêem que o movimento superluminal aparente é possível devido aos efeitos de espalhamento e mostram que em ângulos heliocêntricos maiores, a emissão observada está sujeita a maiores deslocamentos induzidos e velocidades aparentes.

p O artigo mostra que os picos de rádio de baixa frequência são fortemente afetados pelo espalhamento devido à radiação que escapa através da turbulência de densidade anisotrópica, com espalhamento preferencial ao longo do campo magnético guia. Para este evento, os movimentos do pico e das estrias indicam que as linhas do campo magnético são paralelas ao ramo solar. A emissão de pico se origina em uma região dentro da esteira CME onde a formação de loops pós-reconexão estendidos pode ser o local de aceleração fraca do feixe de elétrons. A dominância de espalhamento atuará para estender o perfil de tempo de pico, implicando que o tempo de liberação de energia é menor do que o que é freqüentemente assumido na literatura. As simulações de Kuznetsov et al. (2020) mostram que uma anisotropia mais forte leva a menores tamanhos de fonte de pico observados e velocidades superluminais. As propriedades de pico e estrias são, portanto, consistentes com anisotropia α =0,1−0,2, que é mais alto do que normalmente exigido em configurações de campo aberto para explicar as explosões do Tipo III. Consequentemente, a anisotropia de turbulência de densidade em configurações de circuito fechado pode ser maior do que ao longo de linhas de campo abertas. As semelhanças e a origem co-espacial das pontas e estrias indicam que elas têm um excitador comum. Além disso, o Tipo III, Tipo IIIb, Tipo II, e as explosões de picos neste evento compartilham o mesmo sentido de polarização. Combinado com a altura coronal da emissão onde a condição para emissão de ECM é improvável de ser satisfeita, é provável que os picos sejam produzidos por meio do mecanismo de emissão do plasma próximo à freqüência do plasma.