Odległość od środka tarczy słonecznej R<s>-1

R ys. 3. R ozkład ja s n o ś c i n a ta rc z y s ło n e c z n e j n a p o d sta w ie o b se rw a c ji z aćm ien ia w dniu 15 lu teg o 1961 A = 91,7 cm, f = 327 M c / s

O trzym any re z u lta t p o tw ierd za z a ło ż e n ie o sym etrii kołow ej rozk ład u ja s n o ś c i d la 327

M c / s o ra z mógłby w sk azy w ać n a is tn ie n ie n ie z n a c z n e g o efektu p o ja ś n ie n ia brzegow ego.

D okonując a n alo g iczn y ch o b lic z e ń dla 127 M c / s n ie udało s ię u z y sk a ć zad o w a la ją  cego m odelu, d la którego n ie w ystępow ałyby ujem ne ja s n o ś c i i ro z rz u t ich m ógłby być tłu m a c z o n y błędam i o b serw acyjnym i. Można w yciągnąć s tą d w n io sek , że n a 127 M c / s z a ło ż e n ie kołow ej sy m etrii rozkładu ja s n o ś c i n ie z n ajd u je p o tw ie rd z e n ia . N a brak kołow ej sy m etrii w sk a z u je rów nież a sy m e tria krzyw ej z a ć m ie n ia 127 M c / s w zględem m aksym alnej fazy o p ty c z n e j.

Próby z n a le z ie n ia b ard ziej zło żo n y ch m odeli, np. modelu o eliptycznym przebiegu iz o fo t, w sk a z u ją , ż e poważnym o g ran iczen iem p o w y ższej m etody b ad a n ia rozkładu ja s n o ś c i j e s t zm ienność stru m ien ia S łońca p o d c z a s zaćm ienia, k tó ra na n is k ic h c z ę s to tliw o śc ia c h (127 M c / s ) m oże w sp o só b is to tn y wpływ ać n a o s ta te c z n y re z u lta t.

136 Z pracowni i obserwatoriów

TRÓJANTENOWY SYSTEM INTERFERENCYJNY

OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNEGO UMK NA FA LĘ O DŁUGOŚCI 9,32 M S. G O R G O L E W S K I , J. H A N A S Z , H. I W AN I S Z E WS K I, Z. T U R Ł O

Dla obserwacji radioźródeł na falach rzędu 9 metrów, został zbudowany w Piwnicach duży system interferencyjny. System ten składa się z 3-ch anten, środki których stanowią wierzchołki trójkąta o podstawie 1399,8m w kierunku Wschód-Zachód i wysokości 914,6m w kierunku południowym. Anteny te tworzą potrójny interferometr o następujących bazach: 1) baza E - W 1399,8 m, 2) baza E - S 1183,8 m, 3) baza W-S 1121,0 m (rys. 1). Każda

1183Bm

Rys. 1. Plan sytuacyjny trój antenowego systemu interferencyjnego

z anten potrójnego interferometru składa się z zespołu 8 dipoli o długości 0,75 X każdy, odległych od siebie o A.. Dipole te umieszczone są wzdłuż lin ii dwusiecznej kąta reflek tora narożnikowego o kącie rozwarcia 90°. Sznur dipoli podwieszony jest na odległości 0,35 A od lin ii przecięcia się płaszczyzn reflektora (rys. 2). Wymiary reflektora każdej anteny wynoszą 80 x 7 x 6 m. Powierzchnie odbijające wykonano ze stalowych cynko wanych przewodów o średnicy 0,5 mm, o długości 80 m odległych od siebie co 0,5 m. Przewody te zawieszono na pionowych słupach nośnych anteny (płaszczyzna pionowa reflektora) i tuż nad powierzchnią ziemi (płaszczyzna pozioma reflektora).

Odbierana składowa polaryzacji jest równoległa do kierunku E—W. Charakterystyka każdej z anten w kierunku E—W wynosi 6°, oraz 45° w kierunku N—S, na poziomie połów kowej mocy odbieranej. Obserwacji dokonuje się w południku z maksymalną czułością w kierunku 45° nad horyzontem. Uzyskuje się w ten sposób maksymalną czułość dla Virgo A, dobrą dla Taurus A i dzięki znacznej intensywności Cassiopeia A i Cygnus A również dobre zapisy nawet tych radioźródeł, bez przestawiania anten.

Anteny połączone są z aparaturą odbiorczą dwuprzewodową lin ią powietrzną przesy łową o oporności falowej 600 ohm. Ten rodzaj lin ii wybrano ze względu na taniość i prostotę wykonania oraz szczególnie małe tłumienie przesyłanych sygnałów. Straty w lin ii wynoszą dla częstotliwości 32 Mc/s zaledwie 6 db/km, co daje dla bazy E—W około 4 db strat od anteny do odbiornika. Umożliwia to obserwacje radioźródeł na wszyst kich 3-ch bazach bez użycia przedwzmacniaczy przy antenach. Uzyskano w ten sposób znaczne uproszczenie i zwiększoną pewność działania systemu anten i lin ii.

Z pracowni i obserwatoriów 137

Używany obecnie odbiornik jest jednozakresową pojedynczą snperheterodyną o częs tości pośredniej 3 Mc/s i wstędze A / = 23,5 kc/s przestrajalną w paśmie 30—34 M c /s . Możliwość przestrajania jest konieczna ze względu n a potrzebę szukania wolnych od

Rys. 2. Jedna z trzech anten interferometru

zakłóceń częstości w paśmie 32 Mc/s. Odbiór promieniowania radioźródeł odbywa się metodą przełączania fazy wg R y l e ’ a [ lj. Dla uzyskania dużej czułości użyto nie- przestrajalny szerokowstęgowy przedwzmacniacz do odbiornika o wstędze 2,5 Mc/s i równoważnej temperaturze T = 800°#.

K alibracja i pomiar charakterystyk całego systemu anten, lin ii przesyłowych i od biornika odbywała się za pomocą radioźródeł: Tau A, Vir A, Cyg A, Cas A, Hya A, Her A oraz diody szumowej.

System interferometrów pozwala mierzyć zmiany średnic kątowych radioźródeł w 3-ch kierunkach z dokładnością większą n iż 1 minuta łuku.

L I T E R A T U R A

[l] W. R y l e , Proc. R. S., A, 211 (1952), p. 351.

OBSERWACJE RADIOWE SŁOŃCA NA CZĘSTOTLIWOŚCI 127 Mc/s W ROKU 1959

S. G O R G O L E W S K I , J. H A N A S Z , H. I W A N I S Z E W S K I , Z. T U R Ł O

Na Z jeździe Referatowym PTA w czerwcu 1959 roku donoszono, że w Obserwatorium Astronomicznym UMK w Toruniu prowadzi się obserwacje radiowe Słońca na częstotli wości 127 M c/s. W roku 1959 urządzenie słu żąc e do radiowych obserwacji Słońca składało

138 Z pracowni i obserwatoriów

się z reflektora parabolicznego o średnicy 12 metrów oraz z nieprzełączanego odbiornika o liczbie szumowej 11 db z wstęgą 0,5 Mc/s. Wyniki obserwacji są publikowane w postaci tablic „Dziennych Danych” i „Zjaw isk Niezwykłych’* [lj i służą za podstawę do opracowań.

Dla badania związku między zjawiskami słonecznymi i geofizycznymi wzięto pod uwagę:

1) statystykę zjawisk niezwykłych radiowych i rozbłysków chromosferycznych, 2) zależność promieniowania radiowego od powierzchni plam,

3) koincydencje pomiędzy burzami słonecznymi w paśmie metrowym a burzami geo magnetycznymi.

1. W ciągu całego roku zanotowano 212 zjawisk niezwykłych różnych typów na częstotliwości 127 Mc/s. Dla tych zjawisk poszukiwano odpowiedników na innych często tliwościach a także wśród rozbłysków chromosferycznych. Wybierano tylko te zjawiska, które wyprzedzały zjawiska na częstotliwości 127Mc/s o 10 min a opóźniały się najwy

żej o 3 min. Fakt takiego wyboru zjawisk na innych częstotliwościach oraz rozbłysków chromosferycznych do statystyki tłumaczy się tym, że zjawiska na częstotliwości 127

Mc/s występują wysoko w koronie Słońca, natomiast wybrane do statystyki zjawiska na

innych częstotliwościach oraz rozbłyski chromosferyczne występują bliżej fotosfery. Czas przelotu cząstek wywołujących promieniowanie radiowe na różnych częstotliwoś ciach przez koronę słoneczną odpowiada w przybliżeniu wybranemu zapóźnieniu. W biu letynie „Sołnecznyje dannyje” z roku 1959 wydawanym w Związku Radzieckim znaleziono tylko 115 zjawisk na innych częstotliwościach odpowiadających zjawiskom na 127 Mc/s, oraz zaledwie 20 rozbłysków chromosferycznych różnych ważności. Wśród 11 rozbłysków 3-ciej ważności zanotowanych w czasie obserwacji radiowych na 127 Mc/s, jedynie 3 rozbłyski miały swe ścisłe odpowiedniki w paśmie fal metrowych, natomiast 5 rozpo częło się kilka godzin wcześniej niż rozbłyski chromosferyczne. Trwały one przez cały czas rozbłysku a nawet dłużej. Te wszystkie fakty świadczyłyby o słabej zależności zjawisk w górnych warstwach korony, z których pochodzi promieniowanie na falach metro wych od zjawisk w chromosferze i w warstwach leżących nieco ponad nią.

Rys. 1. Zmiany średniej m iesięcznej pow ierzchni plam (k itk a ) i średniej m iesięcznej promienio wania radiowego 127 Mc/s (kropki)

Z pracowni i obserwatoriów ₁₃₉

2. Analiza wyników obserwacji wskazuje, że w miesiącach, w których rejestrowano średnio wyższy poziom promieniowania na falach metrowych, obserwowano również plamy o większej powierzchni (rys. 1), oraz, że nie ma korelacji pomiędzy dziennymi wartoś ciami promieniowania i powierzchni plam. Zauważono także, że miesiące, w których obserwowano większą powierzchnię plam, były miesiącami bogatymi w duże plamy. Wy konano wykres, w którym na jednej osi odkładano powierzchnię dużych plam a na drugiej — ilość energii odbieranej na częstotliwości 127 Mc/s w czasie istnienia dużej plamy na dysku Słońca (rys. 2). Wykres ten wskazuje, że właśnie duże plamy mogą być przyczyną wzmocnionego promieniowania na falach metrowych. Udział małych plam w ogólnym promieniowaniu radiowym jest nieznaczny. Rysunek 3 pokazuje związek pomiędzy

szyb-Srednta p o w tr itk n łtt p/amy a1 - * m flim w yc łt c w e ta c h k m tt ft r y

itm> teoo iooo

Rys. 2. Całkowita energia odbierana podczas istnienia dużej plamy w zależności od po wierzchni plamy

Rys. 3. A. Wartości szczytowe przyrostów powierzchni plam względen) promieniowanie 127 Mc/s. B. Wartości jednoczesne przyrostów powierzchni plam względem promieniowania 127 Mc/s

140 Z pracowni i obserwatoriów

kością wzrostu plam a natężeniem promieniowania. Trzykrotny wzrost promieniowania obserwuje się statystycznie przy zmianie prędkości wzrostu plam o 110—240 milionowych części półsfery na dzień do kwadratu. Gdy plama rozw ija się jednostajnie, wówczas strumień promieniowania radiowego nie ulega zmianie. Nasuwa się wniosek, że promie niowanie radiowe w paśmie metrowych fal bardziej zależy od prędkości zmian powierzchni plam n iż od ich rozmiarów. Dynamika rozwoju plam słonecznych byłaby zatem czynni kiem decydującym o intensywności promieniowania radiowego na falach metrowych. Do podobnej konkluzji doszli n iezale żnie B a r a b a s z e w i C o r d o n [2j na podstawie ana liz y własnych obserwacji. Em isja energii w paśmie metrowym może być zw iązana ze zjawiskami przyśpieszenia cząstek w rosnących polach m agietycznych plam.

3. Zaburzenia geomagnetyczne były obserwowane w Obserwatorium Geofizycznym w Świdrze przez dr Z. K a l i n o w s k ą

[

].

Dane dotyczące wszystkich burz magnetycz nych i burz szumowych na częstotliw ości 127 Mc/s, w czasie których średni strumień

promieniowania przewyższał co najmniej 5-krotnie poziom promieniowania Słońca spo kojnego, zostały zestawione razem (patrz tabela).

T a b e la o b r a z u ją c a z w ią z e k p o m ię d z y p ro m ie n io w an ie m S ło ń c a n a fa la ch m etrow ych i z ie m s k im i b u rzam i m a gn e ty c z n y m i

Daty m aksym ów p r o m ie n io w a n ia 127 M c / s C z a s trw ania burzy

Strum ień m e d ia ln y wyra żo ny w p o z io m a ch S ło ń c a s p o k o j. D aty burz m a gn ety c zny c h In d e k s K O p ó ź n ie n ie S ty c z . 23 2 d •7 .3 L u ty 13 3 10.0 ₁ L u ty 21 — — ---*- L u ty 24 -26 6 3 “ M arzec 24 1 14.2 r * Mar. 26 - 29 8 2 M arzec 27 1 8.1 " K w ie ć . 8 1 5 .8 - K w c. 9- 1 0 6- 1 K w . 2 3- 24 6 — Maj 11 3 11.6 --- *- Maj 11-12 7 0 Maj 2 4 - 25 6 -C zerw . 9 1 12.1 L ip . 11-12 6 — - L ip . 15 - 16 9 1 L ip ie c 14 1 21.0 *■ L ip . 17-19 8 3 L ip ie c 31 2 14.2 Sierp. 15—17 7 -S ie rp . 25 9 53.0 Wrzes. 3 3 14.1 ---•- Wrz. 3-4* 6 0 W rzes. 17 1 5.0 --- - Wrz. 20-22 7 3 P a ź d z . 16 2 5 .3 L is t . 1 - 3 7 — L is t . 22 3 16.0 »“ L is t . 27-28 6 1 lu b 5 L is t . 26 3 7 8 . 0 --- — i - L . 30 - G r. 1 6 4 w G rud. 2 - 3 7 0 G r u d z . 2-3 2 14.7 - G rud. 5 - 6 6 3 G rudz . 22 2 9 .0 --- - G rud. 26—28 5 4

Jak wynika z tabeli 70% burz magietycznych o indeksie 5 koincydowało z bu rzami szumowymi. Obserwowane zapóźnienia burz magietycznych względem burz szumo wych wynoszą od 0 do 4 dni, co odpowiada prędkościom cząstek wywołujących zaburzenia m agietyczne większym od 600 km sek'1. Zjaw isko koincydencji burz magnetycznych z burzami szumowymi w paśmie metrowym zauw ażyli ju ż Gn i e wy s z e w [4] i D e n i s s e

Z pracowni i obserwatoriów

141

[5]. Uzyskane rezultaty w skazują, że do prognoz ziemskich burz magnetycznych nadają się dobrze obserwacje fal metrowych promieniowania Słońca*

L I T E R A T U R A

1 Q u arte rly B u lle tin o n S olar A c tiv ity (P u b l. by the E id g e n S te m , in Zttrich).

2 N . P . , B a r a b a s z e w , I.M . G o r d o n , B iu l. K om . po Is sle d . S o łn c a AN SSS R , 1954, 10, 8. 4 3 . 3J Z . K a l i n o w s k a , A c ta G e o p h y s ic a P o lo n ic a , 6, 1, s* 262.

. 4) M. G n i e w y s z e w , A s tr. Ż u rn. 37, 2 , s. 227* .5] J . F . D e n i s s e , A nn. G ^ o p h y s. 236, 1856, 1953.

ZAKRYCIE RADIOŹRÓDŁA TAURUS A PRZEZ KORONĘ SŁONECZNĄ W 1961 R

S. G O R G O L E W S K I , J . H A N A S Z , H. I W A N I S Z E W S K I , Z. T U R Ł O

W okresie od dnia 31 maja do 2 lip c a 1961 roku obserwowano w Obserwatorium Astronomicznym UMK radioźródło Taurus A na częstotliwościach w pobliżu 32,1 Mc/s przy pomocy dużego interferometru opisanego w pracy pt. Trójantenowy system interfe

rencyjny Obserwatorium Astronomicznego UMK na falą o długości 9,32 m*. Do obserwacji

wykorzystano bazę Wschód—Zachód. Wymiary kątowe radioźródła Tau A normalnie rzędu 5’ znacznie zw iększają się w okresie, gdy radioźródło znajduje się w niew ielkich odległoś ciach kątowych od Słońca (rys. 1). Zjawisko to jest skutkiem rozpraszania fal radiowych radioźródła Tau A na niejednorodnościach elektronowych zewnętrznej korony Słońca.

(42 ąj (6

R y s . 1. Z m ian y k s z ta łt u i ro zm ia ró w r a d io ź ró d ła T au A p o d wpływ em r o z p r a s z a n ia w k o ro n ie s ło n e c z n e j (wg H e w i s h ’ a)

W czasie obserwacji uzyskano kalibrowaną na radioźródłach i diodzie szumowej krzywą zmian amplitudy zapisu radioźródła Tau A w wymienionym okresie (rys. 2). Roz praszanie radiowego promieniowania Tau A na niejednorodnościach korony, powoduje wzrost wymiarów kątowych radioźródła bez zmiany całkowitego natężenia promieniowania Tau A [ ll. Zmiana wymiarów kątowych radioźródła przy stałym całkowitym natężeniu promieniowania, którego rozkład natężenia wyraża się rozkładem Gaussa [2] daje zmianę amplitudy zapisu interferencyjnego w postaci zależności:

A . = e-(<ł/«fo>*.

142 Z pracowni i obserwatoriów

gdzie: A oznacza amplitudę rozproszonego promieniowania Tau A, A0 amplitudę — nierozproszonego promieniowania Tau A, ^ — połówkową szerokość widma kątowego rozproszonego promieniowania i Q — nierozproszonego promieniowania Tau A.

Rys. 2. Krzywa zmian amplitudy zapisu interferencyjnego Tau A w czerwcu 1961 r. Na podstawie dokonanych obserwacji wyznaczono zmiany rozmiarów kątowych radio źródła Taurus A (rys. 3). Wyraźnie mierzalne rozproszenie obserwuje się w koronie na

R ys. 3. Zmiany rozmiarćw kątowych radioźródła Tau A . ^ oznacza promień kątowy Tau A, krzywą I uzyskano w pierwszej połowie o k u lta c ji, krzywą II drugiej.

Z pracowni i obserwatoriów 143

odległościach rzędu 45 promieni słonecznych. Na rys. 2 zauważyć można, że krzv'.va zakrycia ma kształt asymetryczny, co wskazywałoby na spłaszczenie superkorony. Po dobny efekt by) obserwowany także w okresie minimum aktywności słonecznej w Labora torium Cavendish (Anglia) [ l]. Na rys. 4 widać drogę Tau A względem Słońca. Nie jest ona równoległa do równika słonecznego, pozwala zatem wnioskować o kształcie korony.

« w 30/? eon ,__ TOK _30R _ĄO* soe

\ . • • •

to ’

* * *

fe

-ćo

* • •

s

Rys. 4. Droga Tau A względem Słońca

Interesujący jest ponad półtorakrotny wzrost amplitudy napisu interferencyjnego Tau A w dniu 4 czerwca, świadczyć on może o efekcie ogniskowania promieniowania przez niejednorodności superkorony [3], lub o quasi-klistronowym wzmocnieniu w koronie słonecznej [4j.

W rezultacie dzięki użyciu najniższe j z dotychczas używanych częstotliw ości w obserwacjach interferometrycznych radioźródła Tau przy jednoczesnej dużej zdol ności rozdzielczej uzyskano:

1) obserwacje bardzo odległych obszarów superkorony Słońca,rzędu 45 promieni sło necznych,

2) dane w skazujące na spłaszczenie superkorony,

3) potwierdzenie istnie nia dużych niejednorodności w zewnętrznych warstwach supeikorony (zjaw isko 4 czerwca).

L I T E R A T U R A

[l i A. H e w i s h , 1955, Proc. Roy. Soc. A, 228, 238. [ 2] A. H e w i s h , 1958, Mon. N ot. R. Astr. Soc. 118, 534.

[ 3J W. W i t k i e w i c z , P a ris Symp. on Radio A str., 1958, s. 276* [4] S. M a n c z a r s k i , Acta Geoph. P o l. Vol. IX* No%* (196 1).

W dokumencie Postępy Astronomii nr 2/1962 (Stron 27-35)