惑星間シンチレーション

天文学において、惑星間シンチレーションとは、天体起源の電波の強度が数秒のタイムスケールでランダムに変動することを指します。これは、夜空の星を眺めたときに見える瞬きに似ていますが、可視光線ではなく電磁スペクトルの電波部分で発生します。惑星間シンチレーションは、太陽風を構成する電子と陽子の密度の変動を電波が通過することによって発生します。

電離層の小規模構造による電波のシンチレーション（急速な変化を意味する）は、電離層シンチレーションとして知られ、^{[1] 1951年に}アントニー・ヒューイッシュによって早くも観測され、彼は1954年におうし座の明るい電波源の観測中に受信した放射線の不規則性を報告した。 ^[2]ヒューイッシュはさまざまな可能性を考慮し、太陽コロナの不規則性が屈折による散乱を引き起こし、彼が観測した不規則性を生み出す可能性があると示唆した。^[3] 10年後、電波干渉計を使用していくつかの天体電波の明るい源の天体測定観測を行っていたとき、ヒューイッシュと2人の共同研究者は、いくつかの源で「異常な強度の変動」を報告した。^[4]データは、変動が太陽風に関連するプラズマの密度の不規則性から生じたという考えを強く支持しており、著者らはこれを惑星間シンチレーションと呼び、^[5]「惑星間シンチレーション現象の発見」として認められています。^[6]

惑星間シンチレーションを研究するため、ヒューイッシュはマラード電波天文台に惑星間シンチレーションアレイを建設した。このアレイは、約 5エーカーの土地に 2,048 個のダイポールで構成され、約 0.1秒の時間分解能で空を常時観測できるように建設された。この高い時間分解能は、当時の他の多くの電波望遠鏡とは一線を画していた。天文学者は、物体からの放射がこれほど急激に変化するとは予想していなかったからだ。 ^[7]観測が始まって間もなく、ヒューイッシュの学生ジョスリン ベルがこの想定を覆した。彼女は、すぐに新しい種類の物体であるパルサーから発せられていると認識される信号に気づいたのだ。したがって、「パルサーの発見は、惑星間シンチレーションの研究がきっかけとなったが、その発見は研究の目的ではなく副産物であった。」^[8]

シンチレーションは、波が伝わる媒体の屈折率の変化の結果として発生します。太陽風はプラズマであり、主に電子と孤立陽子で構成されており、屈折率の変化はプラズマの密度の変化によって引き起こされます。 [ ^9]屈折率が異なると、異なる場所を通過する波の位相が変化し、干渉が発生します。波が干渉すると、波の周波数と角度サイズの両方が広がり、強度が変わります。^[10]

惑星間シンチレーションは太陽風によって引き起こされるため、惑星間シンチレーションの測定は「太陽風の貴重で安価なプローブとして利用できる」^[11] 。すでに述べたように、観測された情報、つまり強度変動は、太陽風を通過する波が経験する位相変化を通じて、目的の情報、つまり太陽風の構造と関連している。強度変動の二乗平均平方根（RMS）は、しばしば光源からの平均強度に対する相対値として表され、シンチレーション指数と呼ばれる用語で次のように表される。

${\displaystyle m={\frac {\langle \Delta I^{2}\rangle ^{1/2}}{\langle I\rangle }}.}$

これは、入射する電磁平面波を考慮すると、 太陽風の乱流によって引き起こされる位相偏差と関連しており、

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

次のステップは、太陽風の密度構造と位相変化を関連付けることですが、プラズマの密度が太陽に向かって最も高くなると仮定することで「薄いスクリーン近似」が可能になり、よりシンプルになります。そうすることで、最終的に太陽風の位相のRMS偏差が得られます。

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

ここで、は入射波の波長、は古典的な電子半径、は「スクリーン」の厚さ、つまり散乱の大部分が発生する長さスケール、は密度の不規則性の典型的なサイズスケール、そしては平均密度に関する電子密度の二乗平均平方根変動である。したがって、惑星間シンチレーションは太陽風の密度のプローブとして使用できる。惑星間シンチレーション測定は、太陽風の速度を推測するためにも使用できる。^[14]${\displaystyle \lambda}$${\displaystyle r_{e}}$${\displaystyle L}$${\displaystyle a}$${\displaystyle \delta N^{2}}$

太陽風の安定した特徴は特によく研究できます。ある時点では、地球上の観測者は太陽風を固定した視線で見ていますが、太陽が約 1 か月かけて自転すると、地球の視点は変化します。すると、静止したままの太陽風の特徴について「太陽風分布の断層画像再構成」を行うことができます。 ^[15]

惑星間シンチレーションを経験した源から観測されるパワースペクトルは、源の角度の大きさに依存します。[ 16 ]^{したがって、惑星間シンチレーションの測定は、}活動銀河核などのコンパクトな電波源のサイズを決定するために使用できます。^[17]

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