행성간 섬광

천문학에서 행성간 섬광은 몇 초의 시간 척도로 천체의 기원이 되는 전파 강도의 무작위 변동을 의미한다.이는 밤하늘의 별을 보는 반짝임과 비슷하지만 눈에 보이는 것이 아니라 전자기 스펙트럼의 라디오 부분에서 볼 수 있다.행성간 섬광은 태양풍을 구성하는 전자와 양성자의 밀도 변동을 통해 이동하는 전파의 결과이다.

조기 학습

전리층 ^[1]섬광으로 알려진 전리층의 소규모 구조로 인한 전파의 신속한 수정을 의미하는 섬광은 1951년 안토니 휴이쉬에 의해 관측된 후 1954년 ^[2]황소자리에서 밝은 전파원을 관측하는 동안 수신된 방사선의 불규칙성을 보고했다.휴이쉬는 다양한 가능성을 고려했고, 태양 코로나에 불규칙한 변화가 굴절에 의해 산란을 일으키고 그가 ^[3]관찰한 불규칙성을 만들어낼 수 있다고 제안했다.10년 후, Hewish와 두 명의 공동 연구자는 전파 간섭계를 사용하여 천체의 여러 밝은 전파원을 측성학적으로 관측하는 동안,^[4] 몇몇 광원들 중 "비정상적인 강도의 변동"을 보고했다.데이터는 이러한 변동이 태양풍과 관련된 플라즈마 밀도의 불규칙성으로 인해 발생한다는 개념을 강하게 뒷받침했다. 저자들은 이를 행성간 ^[5]섬광이라고 불렀으며 "행성간 섬광 ^[6]현상의 발견"으로 인식했다.

행성간 섬광을 연구하기 위해 Hewish는 Mullard Radio Astronomy Observatory에 행성간 섬광 어레이를 구축했다.그 배열은 거의 5에이커의 땅에 걸쳐 2,048개의 쌍극자로 구성되었고, 약 0.1초의 시간 분해능으로 지속적으로 하늘을 조사하도록 만들어졌다.천문학자들은 물체의 방출이 그렇게 빠른 ^[7]변화를 보일 것이라고 예상하지 못했기 때문에, 이 높은 시간 분해능은 그 시대의 많은 다른 전파 망원경들과 차별화했다.휴이쉬의 제자인 조슬린 벨은 관찰이 진행된 직후, 새로운 종류의 물체인 펄서로부터 나오는 것으로 곧 인식되는 신호를 발견했을 때 이 가정을 뒤집었다.따라서 ^[8]"이 발견이 조사의 목적이 아닌 부산물이었음에도 불구하고 펄서의 발견으로 이어진 것은 행성간 섬광에 대한 조사였다."

원인

섬광은 파동이 이동하는 매체의 굴절률 변동의 결과로 발생한다.태양풍은 주로 전자와 단일 양성자로 구성된 플라즈마이며, 굴절률의 변화는 플라즈마 ^[9]밀도의 변화에 의해 발생한다.굴절률이 다르면 서로 다른 위치를 통과하는 파동 간에 상변화가 발생하여 간섭이 발생합니다.파동이 간섭함에 따라 파동의 주파수와 각도가 확대되어 강도가 ^[10]변화한다.

적용들

태양풍

행성간 섬광은 태양풍에 의해 발생하므로 행성간 섬광 측정은 "태양풍의 ^[11]값싸고 값싼 탐사로 이용될 수 있다."이미 언급한 바와 같이, 관측된 정보인 강도 변동은 태양풍을 통과하는 파도에 의해 경험되는 위상 변화를 통해 원하는 정보인 태양풍의 구조와 관련이 있다.근평균제곱(RMS) 강도 변동은 흔히 광원의 평균 강도에 대해 다음과 같이 표현된다.

$({displaystyle m=delta I^{2}\rangle ^{1/2}} {\displaystyle I\rangle }).}$

이는 입사한 전자평면파를 고려하여 태양풍의 난류로 인한 위상편차와 관련이 있을 수 있으며 수율

$displaystyle m 약 {sqrt {2}} \ Delta \ phi . }$^[12]

태양풍의 밀도 구조와 상변화를 관련짓는 다음 단계는 플라즈마의 밀도가 태양 쪽으로 가장 높기 때문에 "얇은 화면 근사"를 가능하게 한다고 가정함으로써 더 간단해질 수 있다.이렇게 하면 최종적으로 다음 단계의 RMS 편차가 발생합니다.

$\displaystyle \phi _{RMS}=\lambda r_{e}\left(aL\오른쪽)^{1/2}\left[\langle \rangle \right]^{1/2}}$^[13]

여기서$\delta {\displaystyle }$ {\$displaystyle \lambda}$는 들어오는 파장의 파장, $r{\displaystyle {}_{}}$ {\$displaystyle r_{e}$는 고전적인 전자 $,$ L {\$displaystyle$ L$}$은 "스크린" 두께 또는 산란이 대부분 발생하는 길이 $척도{\displaystyle }$, \$displaystyle$a는$$덴의 일반적인 크기입니다.§ N 2$(\$ N$^{2})$는 평균 밀도에 대한 전자 밀도의 루트 평균 제곱 변동입니다.따라서 행성간 섬광을 태양풍의 밀도 탐사로 사용할 수 있다.행성간 섬광 측정은 태양풍의 ^[14]속도를 추론하는 데 사용될 수도 있다.

태양풍의 안정적인 특징을 특히 잘 연구할 수 있다.주어진 시간에, 지구의 관측자들은 태양풍을 통해 고정된 시야를 가지고 있지만, 태양이 약 한 달 동안 자전함에 따라, 지구의 관점은 변한다.그 후,^[15] 정지해 있는 태양풍의 특징에 대해서, 「태양풍 분포의 단층 재구성」을 실시할 수 있다.

컴팩트한 소스

행성간 섬광을 경험한 선원에서 관측된 전력 스펙트럼은 ^[16]선원의 각 크기에 따라 달라진다.따라서 행성간 섬광 측정은 활동 은하핵과 ^[17]같은 소형 전파원의 크기를 결정하는 데 사용할 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

• 행성간 공간
• 행성간 매체
• 행성간 먼지
• 행성간 먼지 구름
• 행성간 자기장
• 성간 공간
• 성간 매질
• 성간 먼지
• 은하간 공간
• 은하간 매체
• 은하간 먼지
• 플라즈마(물리학) 기사 목록

레퍼런스

참고 문헌

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