MEXART

Las primeras observaciones de radio-fuentes distantes hechas en una región cercana al Sol (corona externa) mostraban, particularmente en el caso de la Nebulosa del Cangrejo, un aparente ensanchamiento angular a medida que las observaciones se hacían más cerca del Sol. Esto condujo a la hipótesis de que las ondas de radio debían estar siendo dispersadas por los cambios de la densidad en la corona solar. Posteriormente, los radioastrónomos A. Hewish, P. Scott y D. Wills, al estudiar las ondas de radio provenientes de radiofuentes compactas observaron fluctuaciones rápidas en la intensidad, semejantes a ruido en la señal, durante el tránsito de algunas de ellas (3C48, 3C119, 3C138 y 3C147). Además, sus observaciones hechas con un radiotelescopio a 178 MHz durante los años de 1962 a 1963, mostraban que estás fluctuaciones no eran constantes, de manera que había días en los que eran muy intensas y otros en los que prácticamente desaparecían. Después de varias interpretaciones, se llegó a la conclusión de que estás fluctuaciones eran causadas por la dispersión que sufren las ondas de radio cuando atraviesan el medio interplanetario debido a los cambios de densidad. Este fenómeno fue denominado ``centelleo interplanetario'', debido a su similitud con el centelleo que presentan las estrellas en el óptico.

las irregularidades de densidad en el viento solar causan que las ondas de radio presenten fluctuaciones de intensidad al ser captadas en Tierra, fenómeno conocido como CIP. En este caso, el centelleo resulta de una serie de cambios de fase de las ondas causados por la variación local del índice de refracción en el medio interplanetario (variaciones de densidad).

El centelleo interplanetario es una técnica que se fundamenta en el estudio de las variaciones que presenta la intensidad de la señal que produce una fuente de radio estelar al ser captada por un radiotelescopio. Estas variaciones se producen por la interacción del material de la tormenta solar, que se propaga en el medio interplanetario, con la señal de radio proveniente de la fuente estelar.

En el Universo existen objetos estelares que son fuentes de ondas de radio, por ejemplo: cuasares y radiogalaxias. Las ondas de radio emitidas por estos cuerpos pueden detectarse en la Tierra empleando radiotelescopios. La técnica del centelleo emplea observaciones de fuentes de radio estelares, realizadas con radiotelescopios para generar mapas diarios del cielo que permiten hacer una detección y seguimiento de las perturbaciones de gran escala que se propagan en el viento solar. La técnica del centelleo se aplica con base en el estudio variaciones oscilantes que presenta el flujo o intensidad de señal de una fuente de radio captada por un radiotelescopio. A la variación oscilante del flujo se le denomina centelleo.

El centelleo interplanetario se debe principalmente a un fenómeno de dispersión de las ondas de radio, generado por la microturbulencia del viento solar. Una amplia serie de estudios ha permitido calibrar la turbulencia asociada con un viento solar no perturbado lo cual permite distinguir la existencia de estructuras de gran escala en el viento solar, identificadas por una turbulencia mayor o, en término práctico, con un centelleo más intenso.

Una de las pocas técnicas para estudiar el viento solar fuera del plano de la eclíptica es la técnica de centelleo interplanetario, CIP. La técnica de centelleo interplanetario se basa en el análisis de las fluctuaciones, o centelleo, de la intensidad de la señal proveniente de fuentes de radio estelares extragalácticas de diámetro angular pequeña, del orden de milisegundos de arco, detectadas por un radiotelescopio.

El fenómeno de centelleo interplanetario se refiere a las variaciones oscilantes que presenta la intensidad de la señal registrada, que proviene de una fuente de radio estelar como respuesta a su interacción con el viento solar. El centelleo se debe principalmente a un fenómeno de dispersión de las ondas de radio, generado en el medio interplanetario, por la microturbulencia del plasma del viento solar [Ananthakrishnan, 1980]. Esto produce un patrón de difracción que al cruzar por la línea de visión del observador en la Tierra produce el centelleo de la señal de radio captada por el radiotelescopio.

Durante las pasadas cuatro décadas, el centelleo interplanetario ha sido usado para estudiar el viento solar y para la determinación del diámetro de fuentes estelares de diámetro angular muy pequeño.

Un aspecto importante para la ocurrencia del CIP es la posposición geocéntrica del Sol, la Tierra y la radiofuente. Para describir la geometría de las observaciones de CIP suponga una configuración como la que se muestra en la Figura de abajo, en donde la señal de una radiofuente distante viajando a través del medio interplanetario encuentra a su paso una capa de irregularidades de ancho ∆Z, la cual está a una distancia Z de la Tierra y a una distancia p del Sol (en este caso p es la distancia más cercana al Sol). Las líneas Sol-Tierra y Tierra-fuente forman un ángulo ϵ que se conoce como el ángulo de elongación. Debido al movimiento de traslación terrestre, este ángulo cambia ∼ 1° por da para cada radiofuente. El ángulo de elongación influye en la dispersión que sufren las ondas de radio, teniendo que la dispersión es más intensa cuando el ángulo de elongación es pequeño (cerca del Sol) y viceversa. Esto tiene que ver con la variación de la densidad del medio inteplanetario, ya que cerca del Sol hay mayor densidad lo que implica mayor dispersión, y conforme aumenta la distancia al Sol la densidad va decayendo, al igual que la dispersión. Para cada elongación hay una región de dispersión efectiva, que se da cuando la línea de visión de la radiofuente mantiene la distancia más cercana al Sol. Para una fuente que se encuentra fuera del plano de la eclíptica, esta distancia mínima se da a distintas latitudes heliográficas definidas por el ángulo γ. En el plano eclíptico, geométricamente se deduce que esta distancia mínima está dada como:

p = sin ϵ .

El índice de centelleo

La difracción de las ondas de radio siempre está presente, ya que el viento solar no deja de fluir; sin embargo, la base del estudio del CIP radica en que su velocidad y flujo no son constantes (Sol quieto y Sol activo), por lo que la intensidad del centelleo vara permitiendo discriminar los tipos de estructuras (corrientes de viento solar, eventos transitorios). La magnitud del CIP se puede determinar de acuerdo con la siguiente relación:

Esta relación se denomina “ ́ındice de centelleo”, el cual es la razón entre el RMS de las fluctuaciones de intensidad [I_{RMS (fluctuaciones)} ] y la intensidad promedio de la fuente [I₀] . Para fines prácticos este ́ındice se normaliza:

En general, para estudiar la evolución de las corrientes de viento solar o eventos transitorios es más factible usar el ́ındice g, ya que es un indicador de la variación de la densidad de electrones del viento solar, con el que fácilmente se pueden identificar zonas de compresión o rarefacción. Por ejemplo, cuando g ≈ 1, el viento solar es prácticamente constante (viento solar ambiente), en cambio cuando g >> 1 hay mucha actividad solar y la densidad presenta muchas fluctuaciones.

ESTUDIOS DEL VIENTO SOLAR CON CENTELLEO INTERPLANETARIO

En las primeras observaciones del viento solar realizadas empleando la técnica del centelleo interplanetario durante la década de los 60's, se demostró que esta técnica es una herramienta valiosa para realizar observaciones continuas del viento solar. Fue hasta la década de los 70's que algunos de los parámetros del viento solar (densidad, velocidad, tamaño de escala de las irregularidades en la densidad electrónica, etc.) inferidos con la técnica del centelleo interplanetario se lograron contrastar cuantitativamente, en algunos casos usando datos obtenidos por sondas espaciales, satélites y en algunos casos, con observaciones obtenidas por radiointerferometría de base muy larga. Los primeros estudios con centelleo se concentraron en observaciones del viento solar en regiones entre 5 y 200 R0 (1 UA = 215 R0, donde: R0 representa un radio solar), empleando diferentes frecuencias en el espectro de radio, pero preferentemente en longitudes de onda métricas dado que en estas frecuencias de operación los radiotelescopios son poco costosos y la electrónica asociada con los receptores es más sencilla. Siguiendo esta filosofía de diseño y con el objetivo principal de ampliar los estudios del viento solar, una nueva generación de telescopios se construyeron a inicios de la década de los 70's. Los primeros estudios realizados para determinar la velocidad del viento solar empleando la técnica del centelleo fueron hechos en Cambridge, Inglaterra por Denison y Hewish (1967) en Moscú, Rusia por Vitkevitch y Vlasov, (1970) y en Toyokawa, Japón por Watanabe y Kakinuma, (1972). Desde las primeras observaciones se infirieron velocidades del viento solar con valores comparables a las velocidades medidas in situ en el medio interplanetario por sondas espaciales (ver Armstrong y Coles, 1972; Houminer y Hewish, 1974; Coles, 1978), pero estas primeras observaciones no se lograron comparar de manera cuantitativa y detallada, debido, a que los datos obtenidos con la técnica del centelleo no fueron, por lo general, suficientes o no coincidían con los períodos de detección de las sondas espaciales.

Radiotelescopio de Cambridge, Inglaterra

Para 1973 se dispuso de nuevos radiotelescopios, lo cual permitió que se ampliarán los estudios del viento solar, integrándose a estos nuevos estudios el grupo de la Universidad de California en San Diego, EE.UU., y el grupo del Centro Nacional para Radio-Astrofísica de la India. En la actualidad se siguen realizando observaciones del viento solar mediante la técnica del centelleo con los radiotelescopios OOTY y el GMRT en la India, el radiotelescopio EISCAT en Noruega y el radiotelescopio de Toyokawa en Japón. En México se construyó un arreglo dipolar de gran área (MEXART) que se emplea para estudiar el viento solar mediante la técnica del centelleo interplanetario.