Type III radio-uitbarstingen van de zon zijn kenmerken van energetische (-1-100 keV) elektronen, versneld op de heraansluitlocaties, zich omhoog voortplanten door de corona in het interplanetaire medium langs open magnetische veldlijnen. Algemeen wordt aangenomen dat het emissiemechanisme van de bursts te wijten is aan coherente plasmaprocessen. De uitbarstingen worden typisch waargenomen in het frequentiebereik ≈1GHz–10kHz, wat overeenkomt met het radiale afstandsbereik tussen de lage bovenste corona; dit houdt in dat type III bursts kunnen worden gebruikt om het coronale magnetische veld over het afstandsbereik te volgen.

Type III-uitbarstingen komen vaak voor in groepen, en de individuele uitbarstingen in een groep zijn het gevolg van versnellingsepisodes die plaatsvinden op verschillende locaties in hetzelfde actieve gebied (Reid en Ratcliffe, 2014). Waarnemingen die verplaatsingen in het zwaartepunt van de type III burst in de loop van de gebeurtenis laten zien, zijn gedocumenteerd in de literatuur (Vlahos en Raoult, 1994). Maar rapporten over de overeenkomst tussen dergelijke veranderingen en locaties van de maximale emissie in de bijbehorende Hα-uitbarsting (waarvan wordt aangenomen dat dit de locaties zijn van de elektronenversnelling) zijn zeldzaam. Hier, we presenteren gelijktijdige waarnemingen van gegevens van de Gauribidanur Radioheliograph (GRAPH) en de Kodaikanal Halpha-gegevens en zoeken naar positieverschuivingen daarin door de interpixelveranderingen in de respectieve afbeeldingen te inspecteren.

De afgebeelde afbeelding toont de GLOSS-waarnemingen op 14 januari 2015 in het tijdsinterval 06:42–07:00 UT. De intense emissie tijdens ≈06:48-06:54 UT komt overeen met een groep type III-uitbarstingen. De andere afzonderlijke soortgelijke heldere en zwakke snel afdrijvende kenmerken, maar niet als een groep zoals de vorige, dicht bij ≈06:55:30 UT en ≈06:57 UT zijn geïsoleerde type III bursts. Er was op dezelfde dag een SF-klasse Hα-uitbarsting vanuit het actieve gebied AR 12259 op de heliografische coördinaten S14W02. De flare werd waargenomen in de periode ≈06:49–07:04 UT met een maximum om ≈06:52 UT.

Er was ook een C2.3-klasse GOES zachte röntgenstraling in de tijdspanne ≈06:46-06:57 UT. Het maximum was om ≈06:51 UT.5. Een vergelijking van de timing geeft aan dat zowel de geïsoleerde type III-bursts als de groep type III-bursts plaatsvonden binnen de flare-periode. De positionele verschuivingen van de radio- en Hα-beelden worden getraceerd met behulp van centroiding-methoden (Kontar et al, 2017). Voor de radiobeelden we hebben kaarten gegenereerd met behulp van AIPS met een pixelgrootte van ~ 14". Dit geeft duidelijk aan dat de individuele bursts in de type III burst-groep te wijten zijn aan ruimtelijke en temporele fragmentatie van de primaire energieafgifte nabij de flare-locatie in de chromosfeer, zoals onthuld door de Hα waarnemingen De waarnemingen van een groep van type III-uitbarstingen zijn de coronale handtekeningen van zo'n gefragmenteerde energieafgifte.

De resultaten worden gepubliceerd in de Astrofysische journaalbrieven , en hebben het eerste observationele bewijs gerapporteerd voor een correlatie tussen de veranderingen in de zwaartepuntposities van een groep van type III radioflitsen en die van de bijbehorende Hα-flare-emissie. Vergelijkbare optische en radiowaarnemingen met een hoge ruimtelijke resolutie zouden nuttig zijn om het onderwerp van gefragmenteerde energieafgifte beter te begrijpen, aangezien het tot nu toe voornamelijk is behandeld met behulp van tijd- en spectrale domeinstudies. De magnetische koppeling tussen de niveaus in de zonneatmosfeer en hoe de energetische deeltjes door de corona in de interplanetaire ruimte worden geleid, zou ook kunnen worden onderzocht met behulp van dergelijke waarnemingen.