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行星际 III 型无线电爆发中大规模磁场扰动和折返的特征 作者：Daniel L. Clarkson 等人。
太阳射电爆发与其发射源通过日冕和日光层等离子体的运动有着内在的联系。电子传输主要局限于磁场线。这些电子以光速的很大一部分移动，并且通常通过等离子体发射过程产生无线电发射。由此产生的无线电爆发，例如电子沿着开放场线流动的 III 型爆发，是一种极好的诊断方法 [...]
来源:欧洲太阳射电天文学家社区RSS提要太阳射电爆发与其发射源通过日冕和日光层等离子体的运动有着内在的联系。电子传输主要局限于磁场线。这些电子以光速的很大一部分移动，并且通常通过等离子体发射过程产生无线电发射。由此产生的无线电爆发，例如电子沿着开放场线流动产生的 III 型爆发，是对其传播环境的极好诊断。
通过峰值强度追踪射电爆发的主干可提供频率漂移率（例如 Krupar et al. 2015；Azzollini et al. 2025）。对于沿径向路径移动的电子束，人们预计漂移率会随着时间的推移逐渐降低。然而，III 型突发漂移率可以在较小的频率范围内变化。例如，由于沿光束路径的密度波动而产生的诸如条纹之类的精细结构可以在突发寿命期间产生漂移率的显着变化。此外，对于沿着日冕环移动的发射器，漂移率可以减小到零然后反转（例如Reid et al. 2017；Zhang et al. 2024）。这提供了一个清晰的例子，说明大规模磁场结构如何影响动态光谱中的爆发形态。考虑到太阳大气的湍流性质，我们测试了 III 型爆发漂移率的变化是否也可以用磁场偏差（例如之字形或大范围偏转）来解释。
图 1.沿扰动场线传播电子束的模拟。 (i) 受扰动（红色）和未受扰动（白色）磁场线。 (ii) 沿着面板 (i) 中的路径传播电子束所经历的频率随时间的变化，转换为面板 (iii) 中的距离。 (iv) 扰动路径的偏差$r_\perp$。 (v) 垂直场比 $B_\perp/B$ 的变化。空心红色圆圈显示 PSP/FIELDS 探测的频率。
参考文献
Azzollini, F., Kontar, E.:2025, ApJ, 989, 1, 118