Radiopieken op zonne-energie zijn van korte duur, smalbandige radio-uitbarstingen die kenmerkend zijn voor de versnelling van niet-thermische elektronen in zonnevlammen. Ze worden waargenomen over een breed frequentiebereik van de tientallen MHz (Melnik et al. 2014) tot het GHz-bereik (Benz et al. 1992) en hebben enkele van de kortste duur en smalle bandbreedtes van alle zonne-radio-uitbarstingen. De oorsprong van spikes is niet volledig begrepen. Hun korte looptijden vertegenwoordigen een bovengrens voor de energieafgiftetijd, en in combinatie met hun smalle frequentiebandbreedtes, pieken zijn indicatief voor processen die plaatsvinden op milliseconden tijdschalen, een manier om de snelste processen in de zonnecorona te bestuderen. De hoge helderheidstemperaturen die bij de pieken horen, duiden op coherente mechanismen; namelijk, plasma-emissie of elektronen cyclotron maser (ECM) emissie.

In de recente krant Clarkson et al. (2021) hebben voor het eerst de ruimtelijke, frequentie, en tijdsopgeloste waarnemingen van individuele radiopieken geassocieerd met een coronale massa-ejectie (CME).

Met behulp van de tijd- en frequentieresolutie van LOFAR, we waren in staat om individuele radiopieken tussen 30 en 70 MHz op te lossen (Figuur 1) en hun verschillende kenmerken te analyseren, inclusief duur, frequentie breedte, frequentie drift, Oppervlakte, en schijnbare beweging over tientallen millisecondenschalen. Het affakkelen ging gepaard met een reeks Type III-bursts samen met een CME- en Type II-burst, vermoedelijk afkomstig van een jetuitbarsting (Chrysaphi et al. 2020). Zowel voor als na de CME werden pieken waargenomen, met het grootste deel van de waargenomen pieken binnen het CME-zog. Dezelfde analyse werd uitgevoerd op individuele striae van Type IIIb-bursts die in dezelfde periode plaatsvonden. Zowel de spikes als de striae vertonen vergelijkbare kenmerken:een afnemende duur, toenemende bandbreedte, en afnemende oppervlakte, met frequentie. We ontdekten dat de piekdriftsnelheden excitersnelheden van ongeveer 10-50 km s . afleiden ^-1 .

Een van de intrigerende observaties is dat de bewegingen van de piek (en striae) zwaartepunt niet radiaal zijn, maar evenwijdig aan het zonnebeen (Figuur 2a). Analyse van de temporele variatie van het piekgebied en verticale beweging in het beeldvlak (Figuur 2b, C), we vinden dat zowel de verandering in gebiedsuitbreiding als beweging het meest uitgesproken zijn tijdens de vervalfase. De pieken tonen superluminale snelheden tussen 0,76 en 1,8c en superluminale expansie van de FWHM-brongroottes. Dit is niet de fysieke snelheid van de exciter en kan worden verklaard in de context van de verstrooiing van de radiogolven als gevolg van anisotrope dichtheidsturbulentie. In Kontar et al. (2019), er werd aangetoond dat anisotrope dichtheidsturbulentie nodig was om zowel de waargenomen Type III-vervaltijden als de brongroottes tegelijkertijd te verklaren. In een medium met anisotrope dichtheidsfluctuaties, radiogolfverstrooiing induceert een verschuiving in de waargenomen emissie bij voorkeur langs de richting van het leidende magnetische veld. Verder, de verstrooiingssimulaties voorspellen dat schijnbare superluminale beweging mogelijk is vanwege verstrooiingseffecten en laten zien dat bij grotere heliocentrische hoeken, de waargenomen emissie is onderhevig aan grotere geïnduceerde verschuivingen en schijnbare snelheden.

Het artikel laat zien dat laagfrequente radiopieken sterk worden beïnvloed door verstrooiing als gevolg van straling die ontsnapt door turbulentie met anisotrope dichtheid, met verstrooiing bij voorkeur langs het geleidende magnetische veld. Voor dit evenement, de piek- en striae-bewegingen geven aan dat de magnetische veldlijnen evenwijdig zijn aan het zonnelidmaat. De piekemissie vindt zijn oorsprong in een gebied binnen het CME-zog waar de vorming van verlengde lussen na het opnieuw verbinden de locatie zou kunnen zijn van een zwakke versnelling van de elektronenbundel. De verstrooiingsdominantie zal het piektijdprofiel verlengen, wat inhoudt dat de energieafgiftetijd korter is dan wat vaak wordt aangenomen in de literatuur. De simulaties van Kuznetsov et al. (2020) laten zien dat sterkere anisotropie leidt tot kleinere waargenomen piekbrongroottes en superluminale snelheden. De spike- en striae-eigenschappen zijn daarom consistent met anisotropie α=0.1−0.2, wat hoger is dan normaal vereist in open veldconfiguraties om Type III bursts te verklaren. Bijgevolg, de anisotropie van dichtheidsturbulentie in gesloten lusconfiguraties zou hoger kunnen zijn dan die langs open veldlijnen. De overeenkomsten en co-spatiale oorsprong van de spikes en striae geven aan dat ze een gemeenschappelijke exciter hebben. In aanvulling, de Type III, Type IIIb, Type II, en pieken uitbarstingen in dit geval delen hetzelfde gevoel van polarisatie. Gecombineerd met de coronale hoogte van de emissie waar het onwaarschijnlijk is dat aan de voorwaarde voor ECM-emissie wordt voldaan, de pieken worden waarschijnlijk geproduceerd via het plasma-emissiemechanisme nabij de plasmafrequentie.