Para responder totalmente às suas perguntas, deixe-me apresentar a cintilação antes da cintilação interplanetária.

Cintilação atmosférica

A imagem de uma fonte astronômica é afetada por um coleção de efeitos que leva o nome de visão astronômica , sendo os principais manchas, movimento e cintilação da imagem. Todos esses efeitos são causados ​​pela deformação da frente de onda da luz devido a não homogeneidades aleatórias no índice de refração da atmosfera.

Vamos visualizar a ideia básica por trás da visão. Suponha que haja uma fonte de luz localizada a uma distância infinita, de modo que seja idealmente uma fonte pontual e sua luz alcance a Terra em ondas planas. Ao entrar na atmosfera, essas ondas enfrentam alterações no índice de refração e, na aproximação da óptica geométrica, as frentes de onda são deformadas de acordo com a lei de Snell. Na imagem a seguir, você tem dois casos simplificados: à esquerda, é mostrado que um gradiente vertical no índice de refração produz uma inclinação simples da frente de onda; à direita, é mostrado que um gradiente horizontal produz uma deformação da frente de onda. Aqui $ \ textrm {WF} _1 $ é a frente de onda imperturbada de entrada, $ \ textrm {WF} _2 $ span > é a mesma frente de onda após entrar na atmosfera e $ n_i $ são os índices de refração.

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Vamos agora abordar o caso real. É conhecido que as variações no índice de refração estão relacionadas a variações na densidade (por exemplo, via relação Gladstone-Dale). Visto que nossa atmosfera tem uma distribuição geral mais ou menos estacionária de temperaturas, densidades e pressões, as variações mais dramáticas do índice de refração são encontradas apenas nas camadas turbulentas. Aqui, cada redemoinho turbulento pode ter densidade, temperatura diferente e assim por diante, causando variações locais no índice de refração. Essas camadas estão localizadas no primeiro km de atmosfera (a camada limite planetária) e em $ \ sim $ 10 km (próximo à tropopausa). Na imagem a seguir, é representado como uma frente de onda plana é deformada após cruzar uma camada turbulenta e todos os seus redemoinhos com diferentes $ n_i $ . O comprimento $ r_0 $ é o parâmetro Fried, que pode ser interpretado como o comprimento característico dos redemoinhos turbulentos.

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O que é cintilação atmosférica então? Bem, como você pode ver na imagem anterior, a curvatura da frente de onda leva a uma convergência (ou divergência) dos raios de luz (ou seja, as linhas perpendiculares à frente de onda). Isso significa que quando você tira uma imagem coletando fótons com seu sensor (ou seja, quando você coleta uma parte da frente de onda), o brilho da imagem pode aumentar ou diminuir dependendo se os raios de luz estão convergindo ou divergindo. Além disso, essa variação de brilho é dependente do tempo, uma vez que os redemoinhos evoluem com o tempo e a camada turbulenta tem uma velocidade de deriva horizontal. Isso é cintilação.

Para ver a cintilação, você precisa que (i) a fonte tenha pequena dimensão angular, (ii) a camada turbulenta esteja longe do telescópio, (iii) o comprimento característico da porção da frente de onda coletada (por exemplo, o diâmetro do telescópio) é comparável a $ r_0 $ , (iv) o tempo de exposição é menor que o tempo de vida da deformação. Se (i) e (ii) não estiverem satisfeitos, você poderá ver o movimento da fonte em vez da cintilação, enquanto se (iii) e (iv) não estiverem satisfeitos, você verá manchas ou uma imagem manchada.

Cintilação no domínio do rádio

No domínio do rádio, a cintilação não se limita à cintilação atmosférica.

Para comprimentos de onda entre milímetros e centímetros, ainda temos a atmosfera efeitos, principalmente devido ao gradiente vertical do vapor de água perto do solo. Na verdade, para esses comprimentos de onda, o índice de refração do ar desvia da unidade menos do que alguns houndreds de ppm. Como as camadas turbulentas estão mais próximas do solo e geralmente as aberturas do radiotelescópio são maiores do que o comprimento característico da turbulência, a visão não é dominada pela cintilação.

Para comprimentos de onda além de centímetros, a frequência das ondas fica mais próxima à frequência do plasma na ionosfera, daí a deformação da frente de onda provocada pela passagem através das nuvens de elétrons na ionosfera se torna relevante. Devido à grande distância do solo, isso resultará em cintilação.

A escala de tempo da cintilação ionosférica está entre minutos e dezenas de minutos, mas Hewish (1955) começou a notar que houve outra cintilação com escala de tempo de poucos segundos, e que sua intensidade era maior para fontes próximas ao sol. Seguindo esta dica Hewish et al. (1964) demonstraram que, na verdade, essa cintilação mais rápida foi produzida por nuvens de plasma no meio interplanetário, liberadas pelo vento solar.

Indo além, Sieber (1982) mostrou que também há uma cintilação com escalas de tempo entre dias e meses devido a nuvens de plasma no meio interestelar.

Conclusões

O que exatamente é cintilação interplanetária?

A cintilação é uma mudança dependente do tempo na intensidade de um sinal de luz e é causada por deformações na frente de onda devido a variações aleatórias do índice de refração. No caso da cintilação interplanetária, as variações do índice de refração são causadas por nuvens de plasma viajando no meio interplanetário e entregues pelo vento solar.

O que o Interplanetary Scintillation Array estava procurando?

Cintilação precisamente interplanetária. A partir dele, você pode estudar as propriedades do plasma interplanetário e das fontes de rádio cintilantes.

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