Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời là gì và bắt nguồn từ đâu?

Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời là hiện tượng bức xạ vô tuyến tăng vọt đột ngột từ khí quyển Mặt Trời, chủ yếu bắt nguồn từ quá trình tái liên kết từ trường trong các bùng phát mặt trời hoặc sóng xung kích do các vụ phun trào khối lượng vành nhật hoa (CME) đẩy ra. Các quá trình này giải phóng năng lượng từ trường khổng lồ và gia tốc các hạt electron lên vận tốc tương đối tính.

Hệ thống phân loại phát bùng sóng vô tuyến mặt trời gồm những loại nào?

Theo hệ thống phân loại cổ điển do Wild, Smerd và Weiss chuẩn hoá năm 1963, phát bùng sóng vô tuyến mặt trời được chia thành năm loại chính từ Loại I đến Loại V dựa trên đặc trưng phổ động và tốc độ trôi tần số. Trong đó, Loại I là bão tạp âm, Loại II là phát bùng trôi chậm do sóng xung kích CME, Loại III là phát bùng trôi nhanh do chùm electron năng lượng cao, Loại IV là phát xạ phổ liên tục rộng băng, và Loại V là bức xạ liên tục sau Loại III.

Tại sao tần số phát xạ vô tuyến mặt trời lại trôi từ cao xuống thấp?

Tần số của phát xạ plasma tỷ lệ thuận với căn bậc hai của mật độ electron trong môi trường khí quyển Mặt Trời. Khi các chùm electron hoặc sóng xung kích di chuyển từ vùng nhật hoa thấp ra không gian liên hành tinh xa hơn, chúng đi qua các vùng plasma có mật độ electron giảm dần, dẫn đến tần số phát xạ giảm dần theo thời gian và tạo thành các vệt trôi tần từ cao xuống thấp trên phổ đồ động.

Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời ảnh hưởng như thế nào đến Trái Đất?

Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời cường độ mạnh có thể gây nhiễu trực tiếp các hệ thống radar, thông tin liên lạc vô tuyến và tín hiệu định vị vệ tinh GPS/GNSS ở phía ban ngày của Trái Đất. Ngoài ra, việc quan sát phát bùng Loại II cung cấp cảnh báo sớm từ một đến ba ngày trước khi các vụ phun trào khối lượng vành nhật hoa chạm đến Trái Đất và gây ra bão từ.

Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời là gì? Phân loại và cơ chế

Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời là sự gia tăng đột ngột và mạnh mẽ của cường độ bức xạ điện từ trong dải tần vô tuyến phát ra từ khí quyển Mặt Trời, gây ra bởi các quá trình giải phóng năng lượng từ trường và gia tốc hạt năng lượng cao. Hiện tượng này thể hiện các quá trình động lực học phi nhiệt trong plasma nhật hoa và đóng vai trò như một phương tiện chẩn đoán từ xa quan trọng hàng đầu đối với các hoạt động bùng phát sắc cầu và phun trào khối lượng vành nhật hoa. Trong bài viết này, các đặc trưng phổ, hệ thống phân loại từ Loại I đến Loại V, cơ chế vi mô của phát xạ plasma và bức xạ con quay, cùng các ý nghĩa trong nghiên cứu thời tiết vũ trụ và giới hạn quan sát thực nghiệm sẽ được phân tích toàn diện.

Lịch sử khám phá và sự phát triển của vô tuyến thiên văn Mặt Trời

Bức xạ vô tuyến từ Mặt Trời lần đầu tiên được ghi nhận vào tháng 2 năm 1942 bởi nhà khoa học người Anh James Stanley Hey. Trong giai đoạn Chiến tranh thế giới thứ hai, các hệ thống radar phòng không của quân đội Anh hoạt động quanh tần số 60 MHz đồng loạt bị nhiễu sóng nghiêm trọng từ một nguồn phát xạ ngoài Trái Đất, mà sau đó được Hey xác định là bắt nguồn từ một đợt bùng nổ dữ dội trên đĩa Mặt Trời (Bastian, Benz và Gary, 1998). Phát hiện này đã mở ra kỷ nguyên nghiên cứu thiên văn vô tuyến Mặt Trời hiện đại.

Đến năm 1950, tại trạm dã ngoại Penrith ở New South Wales (Úc), hai nhà nghiên cứu J. Paul Wild và L. L. McCready đã chế tạo thành công máy thu phổ nghiệm vô tuyến dải rộng đầu tiên hoạt động trên khoảng tần số từ 70 MHz đến 130 MHz. Quan sát của Wild và McCready (1950) đã ghi lại các biến thiên cường độ bức xạ theo tần số và thời gian, từ đó đề xuất ba phân loại phổ cơ bản ban đầu gồm Loại I, Loại II và Loại III (Wild, Smerd và Weiss, 1963).

Năm 1963, công trình tổng quan chuẩn mực của Wild, Smerd và Weiss (1963) công bố trên tạp chí Annual Review of Astronomy and Astrophysics đã chính thức chuẩn hoá hệ thống phân loại phát bùng sóng vô tuyến mặt trời thành năm loại phổ cổ điển, đánh số từ Loại I đến Loại V. Hệ thống phân loại này phản ánh trực tiếp các hiện tượng vật lý khác nhau trong khí quyển Mặt Trời và tiếp tục được sử dụng làm cơ sở phân loại chuẩn mực trong vật lý thiên văn hiện đại.

Trong các thập niên tiếp theo, kỹ thuật quan trắc đã có bước tiến lớn nhờ sự phối hợp giữa mạng lưới kính thiên văn vô tuyến mặt đất và các máy thu vô tuyến đặt trên vệ tinh không gian. Sự ra đời của các sứ mệnh vũ trụ như tàu Wind phóng năm 1994 mang máy thu WAVES, hệ thống tàu đôi STEREO phóng năm 2006 và tàu thăm dò Parker Solar Probe phóng năm 2018 mang thiết bị FIELDS đã cho phép con người quan sát liên tục các phát bùng vô tuyến từ dải tần số megahertz xuống tận dải kilohertz trong không gian liên hành tinh (Krupar và cs., 2020).

Bản chất vật lý và các cơ chế bức xạ vô tuyến Mặt Trời

Khí quyển Mặt Trời là một môi trường plasma bị từ hoá cao độ và có độ dẫn điện rất lớn. Bức xạ vô tuyến phát ra từ Mặt Trời được chia thành hai thành phần cơ bản: bức xạ nhiệt từ khí quyển yên tĩnh và bức xạ không nhiệt từ các hiện tượng hoạt động.

Bức xạ nhiệt của nhật hoa yên tĩnh phát sinh từ cơ chế bức xạ hãm nhiệt (thermal bremsstrahlung) của plasma nóng, đặc trưng bởi nhiệt độ sáng ở mức khoảng $10^6 ext{ K}$ (Dulk, 1985). Ngược lại, phát bùng sóng vô tuyến mặt trời là bức xạ không nhiệt do các hạt electron được gia tốc lên mức năng lượng cao trong các quá trình giải phóng năng lượng từ trường như hiện tượng tái liên kết từ trường. Nhiệt độ sáng của các phát bùng vô tuyến thường đạt từ $10^9 ext{ K}$ đến $10^{12} ext{ K}$ , và thậm chí vượt quá $10^{15} ext{ K}$ ở các phát bùng kết hợp mãnh liệt (Dulk, 1985; Bastian, Benz và Gary, 1998; Reid và Ratcliffe, 2014). Mức nhiệt độ sáng khổng lồ này vượt xa nhiệt độ nhiệt động học của vật chất nhật hoa, chứng minh rằng các phát bùng không thể được tạo ra bởi bức xạ nhiệt thông thường.

Để giải thích cơ chế phát xạ của các phát bùng sóng vô tuyến mặt trời, lý thuyết vật lý plasma hiện đại dựa vào hai quá trình vi mô chủ đạo:

Phát xạ plasma kết hợp (coherent plasma emission): Quá trình này bao gồm hai giai đoạn liên tiếp. Đầu tiên, một chùm electron năng lượng cao chuyển động qua môi trường plasma nền kích hoạt bất ổn định bump-on-tail, làm phát sinh các thăng giáng điện trường tĩnh điện mạnh gọi là sóng Langmuir (sóng plasma electron). Sau đó, các sóng Langmuir này tương tác phi tuyến với các ion sóng âm hoặc kết hợp với nhau để chuyển đổi thành sóng điện từ phân cực tròn có thể thoát ra khỏi môi trường plasma. Quá trình phát xạ diễn ra ở hai tần số chính: tần số plasma electron cơ bản và hoạ tần thứ hai (Wild, Smerd và Weiss, 1963; Reid và Ratcliffe, 2014). Cơ chế phát xạ plasma chi phối các phát bùng Loại I, Loại II và Loại III.
Bức xạ con quay không kết hợp (gyrosynchrotron radiation): Cơ chế này xảy ra khi các electron tương đối tính chuyển động theo quỹ đạo xoắn ốc quanh các đường sức từ trường nhật hoa, phát ra bức xạ điện từ liên tục tại các hoạ tần cao của tần số cyclotron electron. Đây là cơ chế bức xạ không kết hợp, chi phối các phát bùng dải sóng vi ba và phát xạ phổ liên tục Loại IV, với nhiệt độ sáng thường nằm trong khoảng $10^8 ext{ K}$ đến $10^{10} ext{ K}$ (Bastian, Benz và Gary, 1998; Dulk, 1985).

Công thức tần số plasma electron và hiện tượng trôi tần số

Tần số plasma electron là tần số dao động tự nhiên của các electron trong một khối plasma trung hoà điện, được xác định theo hệ thức xấp xỉ:

f_p pprox 8.98 \sqrt{n_e} ext{ kHz}

Trong công thức trên, đại lượng $f_p$ là tần số plasma electron tính theo đơn vị kilohertz (kHz), và đại lượng $n_e$ là mật độ số hạt electron của môi trường plasma tính theo đơn vị số hạt trên một centimet khối ( $ext{cm}^{-3}$ ). Hệ số 8.98 xuất phát từ các hằng số vật lý cơ bản gồm điện tích nguyên tố, khối lượng electron và hằng số điện môi chân không.

Mật độ số hạt electron $n_e$ trong khí quyển Mặt Trời giảm liên tục theo khoảng cách nhật tâm: từ giá trị khoảng $10^9 ext{ cm}^{-3}$ tại đáy vành nhật hoa xuống còn xấp xỉ $5 ext{ cm}^{-3}$ tại quỹ đạo Trái Đất ở khoảng cách 1 AU (tương ứng với tần số plasma electron chỉ còn khoảng 20 kHz) (Reid và Ratcliffe, 2014). Do đó, khi một tác nhân gia tốc hạt như chùm electron hoặc sóng xung kích lan truyền từ vùng nhật hoa thấp ra không gian liên hành tinh, nó liên tục đi qua các vùng plasma có mật độ loãng dần. Sóng điện từ phát ra tại tần số plasma cơ bản hoặc hoạ tần thứ hai do đó cũng giảm tần số theo thời gian, tạo nên các dải trôi tần số đặc trưng từ tần số cao xuống tần số thấp trên các phổ đồ động vô tuyến.

Hệ thống phân loại phát bùng sóng vô tuyến Mặt Trời (Loại I đến Loại V)

Dựa trên tốc độ trôi tần số theo thời gian, cấu trúc phổ và cơ chế vật lý phát sinh, hệ thống phân loại của Wild, Smerd và Weiss (1963) phân chia các phát bùng sóng vô tuyến mặt trời thành năm loại cơ bản như được tổng hợp trong bảng dưới đây:

Loại phát bùng	Dải tần số quan sát	Tốc độ trôi tần số	Thời gian kéo dài	Cơ chế vật lý và nguồn gốc
Loại I (Type I)	50 MHz đến 400 MHz	Không trôi tần rõ rệt	Vài giờ đến vài ngày	Bão tạp âm gồm nền liên tục và xung hẹp băng; phát xạ plasma trong bẫy từ vùng hoạt động
Loại II (Type II)	Vài trăm MHz xuống vài chục kHz	Trôi chậm: 0.1 MHz/s đến 1 MHz/s ở dải mét	5 phút đến 30 phút ở dải mét	Phát xạ plasma do sóng xung kích CME chuyển động với vận tốc 500 km/s đến 2000 km/s
Loại III (Type III)	Hàng trăm MHz xuống khoảng 20 kHz	Trôi nhanh: 10 MHz/s đến hơn 100 MHz/s	1 giây đến 10 giây ở dải mét	Phát xạ plasma kích thích bởi chùm electron 10 keV đến 100 keV chuyển động dọc đường sức từ mở
Loại IV (Type IV)	30 MHz đến hơn 3000 MHz	Phổ liên tục rộng băng, trôi rất chậm	20 phút đến vài giờ	Bức xạ con quay tương đối tính từ electron bị bẫy trong cấu trúc từ trường nhật hoa
Loại V (Type V)	Dưới 100 MHz (thường 10 MHz đến 80 MHz)	Phổ liên tục, không trôi tần	1 phút đến 3 phút	Phát xạ plasma từ electron chùm Loại III bị tán xạ góc bước trong các cung từ mở rộng

Loại I: Bão tạp âm vô tuyến nhật hoa (Type I noise storms)

Phát bùng Loại I thường xảy ra ở dải tần số từ 50 MHz đến 400 MHz (tập trung chủ yếu trong khoảng 50 MHz đến 300 MHz) và gắn liền với các vùng hoạt động từ trường có vết đen lớn trên quang cầu. Hiện tượng này bao gồm hai thành phần kết hợp: một nền phát xạ phổ liên tục kéo dài từ vài giờ đến vài ngày, xen lẫn hàng nghìn xung ngắn hẹp băng (bursts) có thời gian tồn tại chỉ từ 0.1 giây đến 1 giây và bề rộng dải tần vài megahertz (Wild, Smerd và Weiss, 1963). Cơ chế phát sinh Loại I là sự giải phóng năng lượng liên tục ở quy mô nhỏ trong các cấu trúc từ trường khép kín phía trên các vết đen, nơi các electron năng lượng thấp kích thích phát xạ plasma phân cực tròn mạnh.

Loại II: Phát bùng trôi tần chậm và sóng xung kích CME (Type II slow-drift bursts)

Phát bùng Loại II là dạng phát bùng trôi tần số chậm đặc trưng, xuất hiện ở dải tần vài trăm megahertz và trôi dần xuống vài chục megahertz ở dải sóng mét với tốc độ trôi tần số khoảng 0.1 MHz/s đến 1 MHz/s (Gopalswamy và cs., 2008). Thời gian kéo dài của một phát bùng Loại II ở dải mét thường từ 5 phút đến 30 phút. Khi lan truyền ra ngoài không gian liên hành tinh, phát bùng Loại II có thể tiếp tục trôi xuống dải kilohertz và kéo dài hàng chục giờ.

Nguồn gốc vật lý của Loại II gắn liền trực tiếp với các sóng xung kích từ động lực học (MHD shocks) do các vụ phun trào khối lượng vành nhật hoa (CME) đẩy ra với vận tốc siêu Alfvén từ 500 km/s đến 2000 km/s (Gopalswamy và cs., 2008). Sóng xung kích này gia tốc các electron tại mặt trước xung kích, tạo ra chùm electron kích động sóng Langmuir và phát xạ plasma. Trên phổ đồ vô tuyến, phát bùng Loại II thường thể hiện rõ cấu trúc hai nhánh song song gồm dải tần số cơ bản và hoạ tần thứ hai với tỉ số tần số xấp xỉ hai trên một. Ngoài ra, phát bùng Loại II thường có hiện tượng tách dải (split-band) từ vài megahertz đến 20 MHz (Wild, Smerd và Weiss, 1963). Theo mô hình kinh điển do Smerd và cộng sự đề xuất, hiện tượng tách dải này được giả định phản ánh sự phát xạ đồng thời từ hai vùng plasma trước và sau mặt xung kích, mặc dù các cơ chế chi tiết vẫn đang tiếp tục được nghiên cứu bằng các quan trắc giao thoa kế hiện đại.

Loại III: Phát bùng trôi tần nhanh và chùm electron tương đối tính (Type III fast-drift bursts)

Phát bùng Loại III là dạng phát bùng phổ biến nhất và có tốc độ trôi tần số nhanh nhất trong các hiện tượng vô tuyến Mặt Trời. Ở dải sóng mét, tốc độ trôi tần số của Loại III rất lớn, đạt từ 10 MHz/s đến hơn 100 MHz/s, và thời gian tồn tại tại mỗi tần số quan sát chỉ kéo dài từ 1 giây đến 10 giây (Wild, Smerd và Weiss, 1963; Reid và Ratcliffe, 2014).

Tác nhân kích hoạt phát bùng Loại III là các chùm electron năng lượng cao từ 10 keV đến 100 keV được giải phóng trong các vụ bùng phát sắc cầu. Các electron này chuyển động dọc theo các đường sức từ trường mở nối từ vùng bùng phát ra không gian liên hành tinh với vận tốc tương đối tính đạt từ 0.1c đến 0.3c, tương đương khoảng 30000 km/s đến 90000 km/s (Reid và Ratcliffe, 2014). Trong quá trình truyền lan, các electron chạy nhanh hơn tích luỹ ở phần đầu của chùm, hình thành phân bố vận tốc có đạo hàm dương (bất ổn định bump-on-tail) và kích hoạt sóng Langmuir. Sóng Langmuir sau đó chuyển đổi thành bức xạ sóng điện từ ở tần số plasma cơ bản và hoạ tần thứ hai, truyền tới các đài thu vô tuyến.

Loại IV: Phát xạ phổ liên tục rộng băng và bẫy từ nhật hoa (Type IV continuum bursts)

Phát bùng Loại IV là sự phát xạ phổ liên tục trải rộng trên một dải tần số rất lớn, từ 30 MHz đến hơn 3000 MHz (dải sóng centimet đến sóng mét), xuất hiện sau các vụ bùng phát lớn và kéo dài từ 20 phút đến vài giờ (Bastian, Benz và Gary, 1998). Dựa vào đặc tính không gian, Loại IV được chia thành hai dạng chính:

Loại IV di động (moving Type IV): Nguồn phát bức xạ di chuyển dần lên cao vào vành nhật hoa với vận tốc hàng trăm kilomet trên giây, thường gắn liền với cấu trúc plasmoid từ trường được đẩy lên bởi vụ phun trào khối lượng vành nhật hoa.
Loại IV dừng (stationary Type IV): Nguồn phát giữ vị trí cố định phía trên vùng hoạt động, gắn với các electron năng lượng cao bị giam giữ lâu dài trong các bẫy từ trường dạng vòng cung nhật hoa khép kín.

Cơ chế bức xạ chủ yếu của phát bùng Loại IV là bức xạ con quay tương đối tính (gyrosynchrotron) phát ra từ các electron tương đối tính xoắn quanh từ trường, kết hợp với bức xạ plasma trong các bẫy từ, tạo ra nhiệt độ sáng từ $10^8 ext{ K}$ đến $10^{10} ext{ K}$ (Bastian, Benz và Gary, 1998; Dulk, 1985).

Loại V: Bức xạ liên tục dải mét thấp kéo dài sau Loại III (Type V continuum bursts)

Phát bùng Loại V là một dải phát xạ phổ liên tục mượt mà xuất hiện ngay sau các cụm phát bùng Loại III ở các tần số thấp hơn 100 MHz (thường trong khoảng từ 10 MHz đến 80 MHz) và kéo dài từ 1 phút đến 3 phút (Wild, Smerd và Weiss, 1963). Cơ chế phát sinh của Loại V là do một phần các electron từ chùm hạt Loại III bị tán xạ góc bước hoặc bị giam giữ tạm thời trong các cung từ trường mở rộng ở nhật hoa cao. Sự phân tán góc bước khiến các electron này tiếp tục kích thích sóng Langmuir và bức xạ plasma trong một khoảng thời gian dài hơn thời gian tồn tại ngắn ngủi của chùm electron Loại III ban đầu.

Ý nghĩa trong thời tiết vũ trụ và nghiên cứu vật lý thiên văn

Phát bùng sóng vô tuyến mặt trời không chỉ là đối tượng nghiên cứu cơ bản của vật lý thiên văn plasma mà còn đóng vai trò then chốt trong công tác dự báo thời tiết không gian và bảo vệ cơ sở hạ tầng công nghệ trên Trái Đất.

Trước hết, phát bùng Loại II cung cấp cảnh báo sớm đáng tin cậy nhất về các vụ phun trào khối lượng vành nhật hoa có khả năng gây bão từ mạnh trên Trái Đất. Theo phân tích của Gopalswamy và cs. (2008), sự xuất hiện của phát bùng Loại II xác nhận sự hình thành của sóng xung kích CME liên hành tinh có vận tốc cao từ 500 km/s đến 2000 km/s. Dựa vào tốc độ trôi tần số của Loại II, các nhà khoa học có thể tính toán vận tốc lan truyền và hướng di chuyển của sóng xung kích trong không gian, từ đó dự báo chính xác thời điểm CME chạm tới từ quyển Trái Đất trước từ 1 đến 3 ngày. Điều này mang ý nghĩa quyết định đối với việc triển khai các biện pháp bảo vệ lưới điện quốc gia, các đường ống dẫn dầu khí và hệ thống vệ tinh quỹ đạo.

Thứ hai, phát bùng Loại III cung cấp thông tin chẩn đoán vô giá về cấu trúc đường sức từ mở của Mặt Trời và dòng các hạt proton năng lượng cao (solar energetic particles). Do chùm electron Loại III di chuyển dọc theo các đường sức từ mở nối thẳng từ Mặt Trời ra vùng không gian gần Trái Đất, việc phát hiện Loại III cho phép xác định các kênh từ trường mà các hạt bức xạ ion hoá nguy hiểm có thể theo đó di chuyển tới quỹ đạo Trái Đất chỉ trong vòng vài chục phút, đe dọa trực tiếp đến an toàn của các phi hành gia và thiết bị điện tử trên tàu vũ trụ (Reid và Ratcliffe, 2014).

Thứ ba, bức xạ vô tuyến cực mạnh từ các phát bùng mặt trời có thể chiếu xạ trực tiếp xuống bầu khí quyển Trái Đất ở nửa cầu ban ngày, gây nhiễu trắng các máy thu vô tuyến sóng ngắn quân sự và dân sự, đồng thời làm giảm tỷ số tín hiệu trên tạp âm của các hệ thống định vị vệ tinh toàn cầu GPS/GNSS, dẫn đến mất khoá tín hiệu định vị trong các khoảng thời gian nhạy cảm.

Tại Việt Nam, các nghiên cứu và quan trắc thời tiết vũ trụ, bão từ và các biến động tầng điện ly đã được Viện Vật lý Địa cầu thuộc Viện Hàn lâm Khoa học và Công nghệ Việt Nam triển khai từ năm 1957 thông qua hệ thống các trạm quan trắc địa từ và điện ly đặt tại Sa Pa, Phú Thuỵ và Bạc Liêu (Viện Vật lý Địa cầu, 2020). Mạng lưới này thu thập liên tục dữ liệu từ trường Trái Đất nhằm ghi nhận các đợt bão từ phát sinh sau các bùng phát mặt trời và hỗ trợ nghiên cứu khoa học vũ trụ trong nước.

Giới hạn vật lý và thách thức trong quan sát thực nghiệm

Mặc dù quan trắc sóng vô tuyến mặt trời mang lại khối lượng thông tin khổng lồ, các nhà thiên văn học phải đối mặt với hai rào cản vật lý nghiêm ngặt làm hạn chế khả năng ghi nhận và diễn giải dữ liệu:

Rào cản đầu tiên là tần số cắt plasma của tầng điện ly Trái Đất. Tầng điện ly hoạt động như một tấm gương phản xạ đối với sóng vô tuyến có tần số thấp hơn tần số plasma cục bộ của lớp F2. Tần số cắt plasma này dao động trong khoảng từ 10 MHz đến 20 MHz, và thông thường rơi vào khoảng 10 MHz đến 15 MHz tuỳ thuộc vào thời điểm ngày hoặc đêm và mức độ hoạt động của chu kỳ mặt trời (Bastian, Benz và Gary, 1998; Reid và Ratcliffe, 2014). Sóng vô tuyến phát ra ở dải tần số dưới 10 MHz hoàn toàn không thể xuyên qua tầng điện ly để xuống tới mặt đất. Do mật độ electron trong không gian liên hành tinh rất loãng, các phát bùng Loại II và Loại III khi lan truyền ra xa Mặt Trời đều phát xạ ở dải tần số hectometer và kilometer (từ 14 MHz xuống 20 kHz). Vì vậy, việc theo dõi toàn diện quá trình lan truyền của các chùm hạt và sóng xung kích CME từ Mặt Trời tới quỹ đạo Trái Đất bắt buộc phải dựa vào các kính thiên văn vô tuyến đặt ngoài không gian như tàu Wind phóng năm 1994, STEREO phóng năm 2006 và Parker Solar Probe phóng năm 2018 (Krupar và cs., 2020).

Rào cản thứ hai là hiện tượng tán xạ dị hướng và khúc xạ sóng vô tuyến trong nhật hoa. Nghiên cứu lý thuyết và mô phỏng số của Kontar và cs. (2019) công bố trên tạp chí The Astrophysical Journal đã chỉ rõ rằng sóng vô tuyến phát ra tại các tần số gần tần số plasma cục bộ bị tán xạ rất mạnh bởi các thăng giáng mật độ plasma dị hướng bị kéo dài dọc theo các đường sức từ trường nhật hoa. Hiện tượng tán xạ này làm bẻ cong đường truyền tia sóng, khiến vị trí biểu kiến của nguồn phát bị dịch chuyển ra xa tâm Mặt Trời và kích thước nguồn biểu kiến bị giãn rộng gấp nhiều lần; các quan sát giao thoa kế ở dải sóng decameter ghi nhận độ lệch vị trí biểu kiến có thể đạt từ 0.2 đến 0.5 bán kính Mặt Trời so với vị trí lý thuyết của tầng plasma (Kontar và cs., 2019). Đồng thời, tán xạ dị hướng kéo dài thời gian suy giảm của tín hiệu xung vô tuyến ghi nhận được tại máy thu. Do đó, nếu các nhà nghiên cứu không áp dụng các mô hình hiệu chỉnh tán xạ dị hướng tinh vi, việc định vị toạ độ nguồn gia tốc hạt trên đĩa Mặt Trời dựa thuần tuý vào ảnh giao thoa vô tuyến sẽ dẫn đến các sai số hệ thống nghiêm trọng.