日冕和太阳风中的密度湍流通过太阳射电爆发的特性显而易见;通过太阳大气层观察到的太阳外射电源的角散射展宽，可以在太阳风中进行原位测量。可行的密度湍流模型应同时解释所有三种类型的密度波动观测结果。

在~1GHz以下观察到的太阳射电爆发(例如I、II、III型)主要是通过等离子体机制产生的，频率接近当地等离子体频率或其双倍频率(谐波)，因此特别强烈地受到散射的影响。日冕中的无线电波，因此观测到的尺寸、位置、观测时间特征是“明显的”并且与发射源特征有很大不同。

虽然这对太阳射电观测提出了挑战，但它也可以作为一种独特的诊断工具来确定从太阳到1天文单位的密度波动如何变化。

Kontar等人在《天体物理学杂志》上发表的工作中，在0.1RSun和1au之间的湍流等离子体模拟中进行了大量无线电波传播，他们根据大量的文献中发表的太阳观测涵盖了从低日冕到1天文单位的距离(图1)。通过比较观察结果与模拟结果，他们可以推断出各向异性密度分布(图2)。

太阳爆发最短时间分布、源尺寸和位置主要由传播效应(主要是各向异性散射)决定，而不是由无线电发射源的固有属性决定。

对散射过程的详细了解为从观测中解开散射效应铺平了道路，从而更好地限制太阳射电爆发源的固有特性。

由于单个源尺寸和衰减时间的测量通常比多个源测量的分布更准确，因此观测特性的分布很可能是由于不同事件中湍流和等离子体密度水平的变化所致。

通过0.5-2范围内的因子改变密度波动的幅度涵盖了大多数观测结果，而将该乘法因子进一步扩大了2倍(范围在0.25到4之间)，几乎涵盖了所有观测到的数据点(除了一些极端的异常值)。

研究人员因此得出结论，耗散尺度上的密度涨落变化大约为<δni2>=2×107(r/RSun-1)-3.7cm-6并且这个量的变化幅度约为两倍。太阳大气湍流和太阳射电爆发测量导致的太阳外点源的扩展是互补的数据集(图2)。

他们注意到在3-20MHz范围内(太阳系外观测显得至关重要)地基和天基太阳爆发观测之间存在相当大的数据差距，并鼓励开展观测来填补这一差距，从而进一步限制湍流水平在日光层内部。