Sursaut radio ALF: observations
Les observations radio solaires fournissent des informations précieuses sur les phénomènes énergétiques dans l'atmosphère solaire et sont utilisées pour leurs diagnostics précoces. En particulier, les sursauts radio solaires de type III et de type II se manifestent respectivement lors des éruptions solaires et des éjections de masse coronale. Ces événements énergétiques affectent l'état des radiations de l'espace proche de la Terre et peuvent provoquer de violents orages géomagnétiques.
En utilisant le grand radiotélescope URAN-2 (Ukraine), nous étudions les sursauts radio ALF - de faibles sursauts solaires dans la plage des fréquences comprises entre 20 et 30 MHz. Les sursauts ALF n'étaient pas visibles auparavant en raison de la sensibilité et de la résolution inférieures des radiotélescopes précédents. De manière similaire aux sursauts de type III, les sursauts ALF se produisent en association étroite avec des éruptions solaires.
La Figure 1 montre le spectrogramme radio d'un événement lié à l’éruption enregistrée le 18 avril 2014, dans laquelle plusieurs sursauts ALF sont identifiés (ils sont entourés de lignes pointillées). En mesurant la polarisation des émissions radio (panneau inférieur de la Figure 1), URAN-2 permet d’identifier de très faibles sursauts ALF, qui ne sont pas clairement visibles dans la puissance d’émission (panneau supérieur de la Figure 1).
Sursaut radio ALF: la théorie
Le fait que les sources d'émission des sursauts ALF se propagent à des vitesses proches d'Alfvén suggère un mécanisme de génération impliquant des ondes d'Alfvén. Pour que les sursauts ALF soient clairement visibles, les ondes responsables d'Alfvén doivent perturber la densité du plasma, ce qui implique des effets cinétiques actifs. Celles-ci, ainsi que d'autres propriétés des sursauts ALF déduites des spectrogrammes radio, trouvent une explication naturelle dans le modèle incorporant des ondes d'Alfvén cinétiques (KAW) intermittentes se propageant vers le haut dans la couronne solaire à des distances héliocentriques de 2 rayons solaires. Ces KAW peuvent être générées par reconnexion magnétique dans les éruptions solaires.
L'élément clé du mécanisme de génération proposé est que les KAW peuvent balayer et accumuler les ondes de Langmuir (ces ondes de Langmuir ont été excitées plus tôt par les faisceaux d'électrons plus rapides que les KAW). Les principales étapes du scénario de génération proposé sont présentées et expliquées schématiquement à la Figure 2.
Notre théorie explique non seulement les taux de dérive en fréquence des sursauts ALF, mais également leurs largeurs de bande de fréquence, leurs durées et leurs durées de vie instantanées. D'autre part, il prédit les propriétés des KAW dans l'atmosphère solaire en éruption.
Tous les paramètres KAW théoriquement prédits, les amplitudes magnétiques Bk/B0∼ 0,02, les fréquences angulaires ωk ≲1 rad s⁻¹ et les nombres d’ondes perpendiculaires k⊥ρi ∼ 1 (B0 est le champ magnétique coronal de fond, ρi est le rayon de giration ionique) sont plausibles et compatible avec les observations. Ces KAW ne sont pas simplement des sources de sursauts radio ALF, ils contribuent également aux processus de libération et de transport d'énergie dans l'atmosphère solaire.
Les paramètres d'onde et de plasma théoriquement contraints dans la couronne solaire au-dessus des régions actives peuvent être utilisés dans la modélisation des éjections de masse coronale et des particules énergétiques solaires.
