Om uw vragen volledig te beantwoorden, wil ik scintillatie introduceren vóór interplanetaire scintillatie.

Atmosferische scintillatie

De beeldvorming van een astronomische bron wordt beïnvloed door een verzameling effecten die bekend staat onder de naam astronomisch zien , met als belangrijkste uitsmeren, beweging en schittering van het beeld. Al deze effecten worden veroorzaakt door de vervorming van het lichtgolffront als gevolg van willekeurige inhomogeniteiten in de brekingsindex van de atmosfeer.

Laten we het basisidee achter het zien eens visualiseren. Stel dat een lichtbron zich op oneindige afstand bevindt, zodat het idealiter een puntbron is en het licht de aarde bereikt in vlakke golven. Bij het binnenkomen van de atmosfeer ondergaan deze golven veranderingen in de brekingsindex, en bij geometrische optische benadering worden de golffronten vervormd volgens de wet van Snell. In de volgende afbeelding zijn er twee vereenvoudigde gevallen: aan de linkerkant wordt getoond dat een verticale gradiënt in de brekingsindex een eenvoudige kanteling van het golffront produceert; aan de rechterkant wordt getoond dat een horizontale gradiënt een vervorming van het golffront veroorzaakt. Hier is $ \ textrm {WF} _1 $ het binnenkomende onverstoorde golffront, $ \ textrm {WF} _2 $ span > is hetzelfde golffront na het betreden van de atmosfeer en $ n_i $ zijn de brekingsindices.

$ \ hskip2in $

Laten we nu de echte zaak benaderen. Het is bekend dat variaties in de brekingsindex verband houden met variaties in dichtheid (bijv. Via Gladstone-Dale-relatie). Aangezien onze atmosfeer een algehele min of meer stationaire verdeling van temperaturen, dichtheden en drukken heeft, worden de meest dramatische variaties van de brekingsindex alleen in de turbulente lagen aangetroffen. Hier kan elke turbulente werveling een verschillende dichtheid, temperatuur enzovoort hebben, waardoor lokale variaties in de brekingsindex ontstaan. Deze lagen bevinden zich in de eerste km atmosfeer (de planetaire grenslaag) en op $ \ sim $ 10 km (nabij de tropopauze). In de volgende afbeelding wordt weergegeven hoe een vlak golffront wordt vervormd nadat het een turbulente laag en al zijn wervelingen heeft gekruist met verschillende $ n_i $ . De lengte $ r_0 $ is de Fried-parameter, die kan worden geïnterpreteerd als de karakteristieke lengte van de turbulente wervelingen.

$ \ hskip2in $

Wat is dan atmosferische scintillatie? Zoals je kunt zien in de vorige afbeelding, leidt de kromming van het golffront tot een convergentie (of divergentie) van de lichtstralen (d.w.z. de lijnen loodrecht op het golffront). Dit betekent dat wanneer u een foto maakt door fotonen te verzamelen met uw sensor (d.w.z. wanneer u een deel van het golffront verzamelt), de helderheid van het beeld kan stijgen of dalen, afhankelijk van of lichtstralen convergeren of divergeren. Bovendien is deze variatie in helderheid tijdsafhankelijk, aangezien de wervelingen met de tijd evolueren en de turbulente laag een horizontale driftsnelheid heeft. Dit is sprankeling.

Om scintillatie te zien heb je nodig dat (i) de bron een kleine hoekafmeting heeft, (ii) de turbulente laag ver van de telescoop verwijderd is, (iii) de karakteristieke lengte van het verzamelde golffrontgedeelte (bijv. de diameter van de telescoop) is vergelijkbaar met $ r_0 $ , (iv) de belichtingstijd is korter dan de levensduur van de vervorming. Als (i) en (ii) niet tevreden zijn, zou je de beweging van de bron kunnen zien in plaats van scintillatie, terwijl als (iii) en (iv) niet tevreden zijn, je spikkels of een uitgesmeerd beeld zult zien.

Scintillatie in het radiodomein

In het radiodomein is scintillatie niet beperkt tot atmosferische scintillatie.

Voor golflengten tussen millimeters en centimeters hebben we nog steeds atmosferische effecten, voornamelijk als gevolg van de verticale gradiënt van waterdamp nabij de grond. Inderdaad, voor deze golflengten wijkt de brekingsindex van lucht minder dan enkele honderden ppm af van de eenheid. Omdat de turbulente lagen dichter bij de grond zijn en de openingen van de radiotelescoop meestal groter zijn dan de karakteristieke lengte van de turbulentie, wordt het zien niet gedomineerd door scintillatie.

Voor golflengten buiten centimeters komt de frequentie van de golven dichterbij naar de plasmafrequentie in de ionosfeer, waardoor de golffrontvervorming die wordt veroorzaakt door de passage door de elektronenwolken in de ionosfeer relevant wordt. Gezien hun grote afstand tot de grond zal dit resulteren in scintillatie.

De tijdschaal van ionosferische scintillatie ligt tussen minuten en tientallen minuten, maar Hewish (1955) begon op te merken dat er was weer een sprankeling met een tijdschaal van enkele seconden, en dat de intensiteit ervan groter was voor bronnen nabij de zon. Na deze hint Hewish et al. (1964) hebben aangetoond dat deze snellere scintillatie in feite werd geproduceerd door plasmawolken in het interplanetaire medium, geleverd door de zonnewind.

Verdergaand, Sieber (1982) hebben aangetoond dat er ook een sprankeling is met tijdschalen tussen dagen en maanden als gevolg van plasmawolken in het interstellaire medium.

Conclusies

Wat is interplanetaire scintillatie precies?

Scintillatie is een tijdafhankelijke verandering in de intensiteit van een lichtsignaal, en wordt veroorzaakt door vervormingen in het golffront als gevolg van willekeurige variaties van de brekingsindex. In het geval van interplanetaire scintillatie worden de variaties in de brekingsindex veroorzaakt door plasmawolken die door het interplanetaire medium reizen en worden geleverd door de zonnewind.

Waar was de interplanetaire scintillatie-array naar op zoek?

Precies interplanetaire scintillatie. Van daaruit kun je de eigenschappen van zowel het interplanetaire plasma als de sprankelende radiobronnen bestuderen.

Heeft het er met succes een waargenomen?

Ik denk van wel!