Was genau ist interplanetare Szintillation? Wonach suchte das Interplanetare Szintillationsarray? Hat es erfolgreich beobachtet?

Um Ihre Fragen vollständig zu beantworten, lassen Sie mich die Szintillation vor der interplanetaren Szintillation vorstellen.

Atmosphärisches Funkeln

Die Abbildung einer astronomischen Quelle wird durch eine Reihe von Effekten beeinflusst, die unter dem Namen astronomisches Seeing bekannt sind , wobei die wichtigsten Effekte Verschmieren, Bewegung und Flimmern des Bildes sind. All diese Effekte werden durch die Verformung der Lichtwellenfront aufgrund zufälliger Inhomogenitäten im Brechungsindex der Atmosphäre verursacht.

Lassen Sie uns die Grundidee hinter dem Sehen visualisieren. Angenommen, eine Lichtquelle befindet sich in unendlicher Entfernung, so dass sie idealerweise eine Punktquelle ist und ihr Licht die Erde in ebenen Wellen erreicht. Beim Eintritt in die Atmosphäre sind diese Wellen mit Änderungen des Brechungsindex konfrontiert, und in geometrisch-optischer Annäherung werden die Wellenfronten gemäß dem Snellschen Gesetz deformiert. Im folgenden Bild haben Sie zwei vereinfachte Fälle: Links wird gezeigt, dass ein vertikaler Gradient im Brechungsindex eine einfache Neigung der Wellenfront erzeugt; rechts wird gezeigt, dass ein horizontaler Gradient eine Verformung der Wellenfront erzeugt. Hier$\textrm{WF}_1$ist die ankommende ungestörte Wellenfront,$\textrm{WF}_2$ist die gleiche Wellenfront nach dem Eintritt in die Atmosphäre und$n_i$sind die Brechungsindizes.

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Kommen wir nun zum eigentlichen Fall. Es ist bekannt, dass Variationen im Brechungsindex mit Variationen in der Dichte zusammenhängen (z. B. über die Gladstone-Dale-Beziehung ). Da unsere Atmosphäre insgesamt eine mehr oder weniger stationäre Verteilung von Temperaturen, Dichten und Drücken aufweist, finden sich die dramatischsten Schwankungen des Brechungsindex nur in den turbulenten Schichten. Hier kann jeder turbulente Wirbel eine andere Dichte, Temperatur usw. haben, was zu lokalen Variationen im Brechungsindex führt. Diese Schichten befinden sich in den ersten km der Atmosphäre (der planetaren Grenzschicht) und bei$\sim$10 km (in der Nähe der Tropopause). In der folgenden Abbildung ist dargestellt, wie eine ebene Wellenfront deformiert wird, nachdem sie eine turbulente Schicht und alle ihre Wirbel mit unterschiedlichen Wirbeln überquert hat$n_i$. Die Länge$r_0$ist der Fried-Parameter , der als charakteristische Länge der turbulenten Wirbel interpretiert werden kann.

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Was ist dann atmosphärische Szintillation? Nun, wie Sie dem vorherigen Bild entnehmen können, führt die Krümmung der Wellenfront zu einer Konvergenz (oder Divergenz) der Lichtstrahlen (dh der Linien senkrecht zur Wellenfront). Das heißt, wenn Sie ein Bild aufnehmen, indem Sie mit Ihrem Sensor Photonen sammeln (dh wenn Sie einen Teil der Wellenfront sammeln), kann die Bildhelligkeit zunehmen oder abnehmen, je nachdem, ob Lichtstrahlen konvergieren oder divergieren. Außerdem ist diese Helligkeitsvariation zeitabhängig, da sich die Wirbel mit der Zeit entwickeln und die turbulente Schicht eine horizontale Driftgeschwindigkeit hat. Das ist Funkeln.

Um Szintillation zu sehen, muss (i) die Quelle eine kleine Winkelabmessung haben, (ii) die turbulente Schicht weit vom Teleskop entfernt ist, (iii) die charakteristische Länge des gesammelten Wellenfrontabschnitts (z. B. der Durchmesser des Teleskops) vergleichbar sein mit$r_0$, (iv) die Expositionszeit ist kürzer als die Lebensdauer der Verformung. Wenn (i) und (ii) nicht erfüllt sind, sehen Sie möglicherweise die Bewegung der Quelle anstelle von Szintillation, während Sie, wenn (iii) und (iv) nicht erfüllt sind, Flecken oder ein verschmiertes Bild sehen.

Szintillation im Radiobereich

Im Funkbereich ist Szintillation nicht auf atmosphärische Szintillation beschränkt.

Für Wellenlängen zwischen Millimetern und Zentimetern haben wir immer noch atmosphärische Effekte, hauptsächlich aufgrund des vertikalen Gradienten des Wasserdampfs in Bodennähe. Tatsächlich weicht der Brechungsindex von Luft für diese Wellenlängen um weniger als einige Hundert ppm von Eins ab. Da die turbulenten Schichten näher am Boden liegen und die Radioteleskopöffnungen normalerweise größer sind als die charakteristische Länge der Turbulenz, wird das Seeing nicht durch Szintillation dominiert.

Für Wellenlängen jenseits von Zentimetern nähert sich die Frequenz der Wellen der Plasmafrequenz in der Ionosphäre, daher wird die Wellenfrontdeformation, die durch den Durchgang durch die Elektronenwolken in der Ionosphäre hervorgerufen wird, relevant. Aufgrund ihrer großen Entfernung vom Boden wird dies zu einem Funkeln führen.

Die Zeitskala der ionosphärischen Szintillation liegt zwischen Minuten und mehreren zehn Minuten, aber Hewish (1955) begann zu bemerken, dass es eine andere Szintillation mit einer Zeitskala von wenigen Sekunden gab und dass ihre Intensität für Quellen in der Nähe der Sonne größer war. Diesem Hinweis folgend, haben Hewish et al. (1964) haben gezeigt, dass diese schnellere Szintillation tatsächlich von Plasmawolken im interplanetaren Medium erzeugt wurde, die vom Sonnenwind geliefert wurden.

Darüber hinaus haben Sieber (1982) gezeigt, dass es aufgrund von Plasmawolken im interstellaren Medium auch eine Szintillation mit Zeitskalen zwischen Tagen und Monaten gibt.

Schlussfolgerungen

Was genau ist interplanetare Szintillation?

Szintillation ist eine zeitabhängige Änderung der Intensität eines Lichtsignals und wird durch Verformungen in der Wellenfront aufgrund zufälliger Änderungen des Brechungsindex verursacht. Im Fall der interplanetaren Szintillation werden die Brechungsindexvariationen durch Plasmawolken verursacht, die sich im interplanetaren Medium bewegen und vom Sonnenwind geliefert werden.

Wonach suchte das Interplanetare Szintillationsarray?

Präzise interplanetare Szintillation. Daraus können Sie die Eigenschaften sowohl des interplanetaren Plasmas als auch der funkelnden Radioquellen untersuchen.

Hat es erfolgreich beobachtet?

Ich denke ja!