En astronomía , el centelleo interplanetario se refiere a fluctuaciones aleatorias en la intensidad de las ondas de radio de origen celeste , en una escala de tiempo de unos pocos segundos. Es análogo al parpadeo 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 en la visible . El centelleo interplanetario es el resultado de ondas de radio que viajan a través de fluctuaciones en la densidad de los electrones y protones que forman el viento solar .
El centelleo, que significa modificación rápida, en las ondas de radio debido a las estructuras de pequeña escala en la ionosfera , conocido como centelleo ionosférico , [1] fue observado ya en 1951 por Antony Hewish , y luego informó irregularidades en la radiación recibida durante la observación de un 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 hacían observaciones astrométricas de varias fuentes brillantes de ondas de radio celestes utilizando un radiointerferómetro , 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 resultaban de irregularidades en la densidad del plasma asociada con el viento solar , lo que los autores denominaron centelleo interplanetario, [5] y se reconoce como el "descubrimiento del fenómeno de centelleo interplanetario". " [6]
Para estudiar el centelleo interplanetario, Hewish construyó el Interplanetary Scintillation Array en el Observatorio de Radioastronomía Mullard . El conjunto constaba de 2.048 dipolos en casi cinco acres de tierra y fue construido para inspeccionar constantemente el cielo con una resolución temporal de aproximadamente 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 estuvieran realizando las observaciones, la alumna de Hewish, Jocelyn Bell, puso patas arriba esta suposición, cuando notó una señal que pronto se reconoció que emanaba de una nueva clase de objeto, el púlsar . Así, "fue una investigación del centelleo interplanetario lo que condujo al descubrimiento de los púlsares, aunque el descubrimiento fue un subproducto más que el propósito de la investigación". [8]
El 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 como resultado cambios de fase entre ondas que viajan a través de diferentes ubicaciones, lo que resulta en interferencia . A medida que las ondas interfieren, tanto la frecuencia de la onda como su tamaño angular se amplían y la intensidad varía. [10]
Como el centelleo interplanetario es causado por el viento solar , las mediciones del centelleo interplanetario pueden "utilizarse como sondas valiosas y económicas del viento solar". [11] Como ya se señaló, la información observada, las fluctuaciones de intensidad, se relaciona con la información deseada, la estructura del viento solar, a través del cambio de fase que experimentan las ondas que viajan a través del viento solar. Las fluctuaciones de intensidad cuadrática 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
Esto se puede relacionar con la desviación de fase causada por la turbulencia en el viento solar considerando la onda plana electromagnética incidente, y se obtiene
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 mayor hacia el sol, lo que permite la "aproximación de pantalla delgada". Al hacerlo, eventualmente se obtiene una desviación RMS para la fase de
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 cual tiene lugar la mayor parte de la dispersión, es la escala de tamaño típica de las irregularidades de densidad y es la variación cuadrática media de la densidad electrónica con respecto a la densidad media. Así, el centelleo interplanetario puede utilizarse como sonda de la densidad del viento solar. Las mediciones de centelleo interplanetario también se pueden utilizar para inferir la velocidad del viento solar. [14]
Las características estables del viento solar pueden estudiarse especialmente bien. 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 en 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]
![{\displaystyle \phi _{RMS}=\lambda r_{e}\left(aL\right)^{1/2}\left[\langle \delta N^{2}\rangle \right]^{1/ 2},}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3a5cda217d78301ec22acb7ff427af42cf2c6947)
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