Solradiospikar är kortvariga, smalbandiga radioskurar som är signaturer för accelerationen av icke-termiska elektroner i solflammor. De observeras över ett brett spektrum av frekvenser från tiotals MHz (Melnik et al. 2014) till GHz-området (Benz et al. 1992) och har några av de kortaste varaktigheterna och smala bandbredderna av alla solradioskurar. Ursprunget till spikar är inte helt förstått. Deras korta varaktighet representerar en övre gräns för energifrisättningstiden, och i kombination med deras smala frekvensbandbredder, toppar är en indikation på processer som inträffar på millisekunders tidsskalor, ger en möjlighet att studera de snabbaste processerna i solkoronan. De höga ljushetstemperaturerna associerade med spikarna indikerar koherenta mekanismer; nämligen, plasmaemission eller elektroncyklotronmaser (ECM) emission.

I den senaste tidningen, Clarkson et al. (2021) har för första gången rapporterat den rumsliga, frekvens, och tidsupplösta observationer av individuella radiospikar associerade med en coronal mass ejection (CME).

Genom att använda tids- och frekvensupplösningen för LOFAR, vi kunde lösa individuella radiospikar mellan 30 och 70 MHz (Figur 1) och analysera deras olika egenskaper, inklusive varaktighet, frekvensbredd, frekvensdrift, område, och uppenbar rörelse över tiotals millisekunders skalor. Den blossande händelsen var associerad med en serie typ III-skurar tillsammans med en CME- och typ II-skur, tros härröra från ett jetutbrott (Chrysaphi et al. 2020). Spikar observerades både före och efter CME, med huvuddelen av de observerade topparna som uppträder i CME-vaken. Samma analys utfördes på enskilda striae av typ IIIb-skurar som inträffade under samma period. Både spikarna och striae visar liknande egenskaper - en minskande varaktighet, ökad bandbredd, och minskande yta, med frekvens. Vi fann att spikdrifthastigheterna leder till exciterhastigheter på cirka 10–50 km s ^-1 .

En av de spännande observationerna är att tyngdpunktsrörelserna (och striae) inte är radiella, men parallellt med solarlemmet (Figur 2a). Analysera den tidsmässiga variationen av spikområdet och vertikal rörelse i bildplanet (Figur 2b, c), vi finner att både förändringen i areans utbredning och rörelse är mest uttalad under sönderfallsfasen. Spikarna visar superluminala hastigheter mellan 0,76 och 1,8c och superluminal expansion av FWHM-källstorlekarna. Detta är inte exciterns fysiska hastighet och kan förklaras i samband med spridningen av radiovågorna på grund av anisotrop densitetsturbulens. I Kontar et al. (2019), det visades att anisotrop densitetsturbulens krävdes för att förklara både de observerade typ III-avklingningstiderna och källstorlekarna samtidigt. I ett medium med anisotropa densitetsfluktuationer, radiovågsspridning inducerar en förskjutning i den observerade emissionen företrädesvis längs riktningen för det styrande magnetfältet. Ytterligare, spridningssimuleringarna förutspår att skenbar superluminal rörelse är möjlig på grund av spridningseffekter och visar att vid större heliocentriska vinklar, den observerade emissionen är föremål för större inducerade förskjutningar och skenbara hastigheter.

Tidningen visar att lågfrekventa radiospikar påverkas starkt av spridning på grund av strålning som strömmar ut genom anisotrop densitetsturbulens, med spridning företrädesvis längs det styrande magnetfältet. För detta evenemang, spik- och striae-rörelserna indikerar att magnetfältslinjerna är parallella med solens extremitet. Spikemissionen har sitt ursprung i ett område inom CME-vaket där bildandet av förlängda efteråterkopplingsslingor kan vara platsen för svag elektronstråleacceleration. Spridningsdominansen kommer att verka för att förlänga spiktidsprofilen, antyder att energifrisättningstiden är kortare än vad som ofta antas i litteraturen. Simuleringarna av Kuznetsov et al. (2020) visar att starkare anisotropi leder till mindre observerade toppstorlekar och superluminala hastigheter. Spike- och striae-egenskaperna överensstämmer därför med anisotropi α=0,1−0,2, vilket är högre än vad som vanligtvis krävs i öppna fältkonfigurationer för att förklara typ III-skurar. Följaktligen, anisotropin av densitetsturbulens i slutna slingkonfigurationer kan vara högre än den längs öppna fältlinjer. Likheterna och co-spatiala ursprunget för spikarna och striae indikerar att de har en gemensam exciter. Dessutom, typ III, Typ IIIb, Typ II, och spikes brister i denna händelse delar samma känsla av polarisering. I kombination med emissionens koronala höjd där villkoret för ECM-emission sannolikt inte kommer att vara uppfyllt, spikarna kommer sannolikt att produceras via plasmaemissionsmekanismen nära plasmafrekvensen.