Postępy Astronomii nr 3/1977

POSTĘPY

AS TRO NOM I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

TOM XXV - ZESZYT 3

1977

W ARSZAW A • L IP IE C - W RZESIEŃ 19??

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XXV - ZESZYT 3

19??

R e d a k to r naczelny: Jerzy Stodóikiew icz, W arszawa

C złonkow ie:

S tanisław G rzędzielski, W arszawa A n d rz ej W oszczyk, T o ru ń

S ek retarz R edakcji: Andrzej Sołtan, W arszawa

A dres R e dakcji: 00-478 W arszawa, Al. U jaz d o w sk ie 4 C e n tru m A stronom iczne im. M ikołaja K opernika (P A N )

W Y D A W A N E Z Z A S I Ł K U P O L S K I E J A K A D E M f l N A U K

P r i n t e d in P o l a n d

P aństw ow e W ydaw nictw o N aukow e O d d z ia ł w Łodzi 1977

W y d a n i e I . N a k ł a d 6 7 4 - f % e g z . A r k . w y d . '5,00. A r k . d r u k . 4. 25 P a p i e r o f f s e t , k l . V , 7 0 g, 7 0 x t 0 0 . O d d a n o d o s k ł a d a n i a w l i p c u 1977 r. P o d p i s a n o d o d r u k u w p a ź d z i e r n i k u 1977 r . D r u k u k o ń c z o n o w p a ź d z i e r n i k u 1977 r .

Z a m . 4 3 1 / 7 7 . W - 3 . C e n a z ł 1 0, —

Z akład G raficzny W ydaw nictw N au k o w y ch Łódź, ul. Żw irki 2

ARTYKUŁY

P O S T I.P Y A S T R O N O M II T o m XX V ( 1 9 7 7 ), Z e sz y t 3

PRZEGLĄD TORUŃSKICH WYNIKÓW OBSERWACJI SŁOŃCA NA CZĘSTOŚCI 127 MHz

K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I

Instytut Astronomii Uniwersytetu im. M . Kopernika (Toruń)

0E30P PE3yJIbTATOB TOPYHbCKMX HABJlWflEHMH COJ1HUA HA MACTOTE 127 Mru

K. M. B o p K O B C K H

C o f l e p * a H a e

B CTaTbe n a n noJiHbiii o 6 3 o p cpeAHeMecHWHbix h roAOBbix bcjih'ihh n

0

T

0

K a cojihcmhoio H3JiyMeHHH H pe3H)Me

06

pa

60

TKH He

06

bIKH

0

BeHHbIX HBJieHHH, KOTOpbie HaSniOfleHb] B Tcwe- h h h nocneflHHX 18 JieT b To pyHbC Koii 0 6 c e p B a T o p H H . Pe3ynbTaibi npoHCXOAHT H3 naHHbix apxHB a HHCTHTyTa h h x noaaBJiHiomee Sojim iihhctbo ny6.riHKyeTCH nepBbiń pa3. X o a napa- M eTpoB o6Hapy)KHBaeT npHcyTCTBHe 1 1-roAOBoro UHKJia cpeflHeroaoBbix. CneKTpajibHbiń aHa- JIH3 K p O M e Toro riOflCKa3bIBaeT npHCyTCTBHe 3,4-MeCHHHOH nepHOflHlIHOCTH B KOHIie 20 U HK- jia. Cp aB H eH H e pesy^bTaTOB HaSjiiofleHHH nocneflHHX 2 JieT noKa3biBaeT, hto M H H H M y M coji- HeuHOH aKTHBHocTH b 20 uHKjie He HacTynHJio b 1976 r ., K a K sto noKa3bm aioT HaSniOAeHHH IIHTeH, M eaom aHeTapHblX HBJI6HHH HJIH M HKpOBOJIHOBbie HaSjlIOReHHH, HO M O K fly M a p T O M

h HiojieM 1975 r.

B HHCKyccHH noMex H3MepeHHH Bbi3BaHbix H3JiyweHHeM oTpaaceHHbiM ripeAMeraMH pacno- jjojKeHbiMH okojio aHTeHH, ncn0Jib30Baii0 crieuHajibHbie AHeBHbie AanHbie KacaromnecH noTO- Ka b 1973—76 rr. TeopewiecKaH Monenb no3Bonnna oStHCHHTb caMyio Bawnyio cocTaBiiH- romyio 3thx noMex h ycTaHOBHTb, >!to npHMeHHeMbie b HacTOHmee BpeMH aHTeHHbi noxcajiyfi HenpnroflHbi k 3Toro po Aa Ha6juoseHHHM. B tocthocth hx xapaKTepHCTHKH

mny^eimn

cjihiu- kom uiHpoKHe b njiocKocTH naACHHH 0Tpa)KeHbix bojih (nnocKocTb H ) , a aHTeHHbi noMeme- Hbl CJTHUIKOM HH3KO Hafl nOBepXHOCTbH) 3CMJIH nO KpaHHeH Mepe AByKpaTIIO. B Ha6jHOAeHHHX nony'ieHHbix 3HMoił HańfleHO nomu nepnoflHHecKHe KOJie6aHHH pe3yjibTaTOB HaSnioAeHHH c nepHOAOM 4 - 10 AHeń, KOTOpbie, KaaceTCH, hbjihmtch ro>Ke 3<})(j)eKTOM OTpa>KeHn>i bojih.

B 3aKJHOMeHHH BbICKa3aHO HeCKOJlbKO KpHTHTOCKHX IipHMeuaHHH KaCaiOIHHXCH npHUHH oTcyTCTBHH K O M im e K TH O C T H HaSjHofleHHH h noACKa3aHbi bo3m o>khocth y n y m u e H H H 3Toro nonoaceHHH.

A SURVEY OF THE 127 MHz TORUŃ SOLAR RADIO DATA

S u m m a r y

Tin1 paper presents (i) a complete survey of mean monthly and mean yearly values of the flux density from the Sun, (ii) a review of outstanding ocurrene.es observed at 127 Ml Iz since 1958 at the Toruń Observatory. All data are based on the records of the Institute bf Astrono­ my in Toruń and most of them was never published before. The data show a general agreement with the I I-year solar activity cycle. The spectral analysis suggests that there also exists 3.4 month periodicity in the declining part of the 20th cycle. The results of the past two years .-how that the minimum of the solar activity in the 20th cycle occured between March and July 197Ó and not in 1976 as was perviously suggested by the solar spots and interplanetary events observations. The theoretical model enabled to find the most essential component of the disturbances in the measurements. The model also shows that the present antena system is not satisfactory lor this type of observations. Some critical remarks concerning ijicómpletc- ness of presented observations and some suggestions for the future observations are given.

1. UWAGI WSTĘPNE

Wyniki, które są przedmiotem tego artykułu pochodzą z obserwacji wykonanych w ramach służby Słońca na częstości 127 MHz prowadzonej w Obserwatorium Astronomicznym UMK w Piwnicach k. Torunia. Obecny stan instrumentu i metody obserwacji przedstawiono w pra­ cach B o r k o w s k i e g o i in. (1975) i B o r k o w s k i e g o (1976a).

Problemy związane z wpływem aktywności Słońca na zjawiska geofizyczne wymagają jak wiadomo, ciągle nowych danych obserwacyjnych. Te ostatnie są tym bardziej wartościowe im dłuższy obejmują okres i, oczywiście, im bardziej są kompletne. Toruńskie pomiary po­ zostawiają wprawdzie wiele do życzenia pod względem kompletności i stabilności, ale ich atutem jest właśnie bogactwo materiału statystycznego, które wraz z unikalnością (wyniki te stanowią obecnie bodajże najdłuższy na świecie ciąg obserwacji Słońca na tak długich falach) czyni je znaczącymi. Zatem, niezależnie od tego, że obserwacje te spełniały i spełniają swoje zadanie jako służba Słońca, pożyteczne wydaje się podjęcie próby zebrania i uporządkowania wszystkich dostępnych danych, którymi dysponują Światowe Centra Danych (WDCs), lub które istnieją li tylko w archiwach Instytutu Astronomii UMK. Jest to niewątpliwe przed­ sięwzięcie trudne do zrealizowania, jednak gdyby się powiodło chyba równie trudno byłoby przecenić jego wyniki.

Pierwszym celem niniejszego przeglądu jest zapoznanie potencjalnych zainteresowanych z istniejącym materiałem obserwacyjnym. Towarzyszy temu cień krytyki, który jednak nie podważa istoty ani potrzeby takich obserwacji, lecz daje podstawę do stwierdzenia, że jest jeszcze wiele do zrobienia, by rezultaty były bardziej wartościowe.

Dotychczasowe wykorzystanie toruńskich obserwacji, jeśli nie liczyć bieżącego pożytku charakterystycznego dla służby, ogranicza się do kilku publikacji, w których analizuje się lub korzysta z danych i które w zasadzie były dziełem tylko pracowników Instytutu.

Nie-Przegląd toruńskich w yników obserwacji 137 w ątpliw ie duża w tym „ za słu g a ” braku szerokiej inform acji i ła tw eg o d o stę p u do tych obser­ wacji. F ak t, że w yniki b y ły zaw sze dostarczane do n iektórych centrów danych i do w ybranych osób zainteresow anych niewiele k łó c i się z tą opinią w obec niesystem atyczności, k tó re po ja­ w iały się c z ę s to w opracow yw aniu i dystrybucji com iesięcznych raportów i k tó re w k o ń co w y rr rozrachunku o k az ały się przyczyną pow staw ania luk w pow szechnie d o stę p n y ch publikacjach. Przez wiele lat podstaw ow ą publikacją radiow ych w yników obserw acji S ło ń c a b y ł „Q uar­ terly Bulletin on Solar A ctivity” (QBSA), docierający obecnie do odbiorców z w ynikam i op ó źn io n y m i o p o n ad rok. Tam też m ożna z n a le ź ć najbardziej k o m p le tn y , c h o ć posiadający wiele braków , m a teria ł dotyczący średnich dziennych gęstości strum ienia prom ieniow ania S ło ń ca (tabele F lux D ensity) n a częstości 127 MHz, poczynając od n r 124 tego „B iu le ty n u ” zaw ierającego m .in. pierw sze toruńskie w yniki z p aźd ziern ik a 1958 r. Do w rześnia 1970 r. strum ienie średnie b y ły p rezentow ane w QBSA równolegle ze w skaźnikiem zm ienności (V ariability). Od tego m o m en tu zm ienność nie je st uw zględniana w żadnym m ięd zy n aro d o w y m biuletynie. W m iarę aktualny przegląd toruńskich w yników oceny tego p aram etru stanow i praca B o r k o w s k i e g o (1 9 7 6 b ). Rów nież w QBSA b y ły publikow ane dane o zjaw iskach n ie zw y k ła ch (D istinctive Events lub O utstanding O ccurrences), jed n ak że toruńskie opracow a­ nia reprezentow ane b y ły tam ty lk o w sporadycznych przypadkach. Z n ak o m ita w iększość tych w yników p o z o s ta ła jedynie w raportach m iesięcznych, o ile z o s ta ły w ogóle odzyskane z zapisów . Poczynając od obserwacji ze stycznia 1975 r. w szystkie opracow ane w T oruniu zjaw iska są opisyw ane w am erykańskim m iesięczniku „Solar-G eophysical D ata” (SG D ) z opóźnieniem p ó ł roku. P raktycznie u ży teczn ą listę ź ró d e ł toruńskich w yników m ożna z a m k n ą ć na kilku przeglądach rocznej aktyw ności S ło ń ca p u blikow anych na ła m ac h „A c ta A stronom ica” , „P o stęp ó w A stro n o m ii” i „U ranii” (o sta tn io tu ta j zam ieszczane są także co ­ m iesięczne uw agi o w ynikach obserw acji i radiow ej aktyw ności S ło ń ca ). Spis najw ażniejszych ze w spom ianych przeglądów znajduje się w pracy B o r k o w s k i e g o (1 976a).

2. WYNIKI

Tabele 1 i 2 stanow ią spis w szystkich średnich gęstości strum ienia oraz ilości zjaw isk nie­ z w y k ły c h i ilości dni obserw acji w poszczególnych m iesiącach z okresu od X 1958 do XII 1976 r. Zestaw ienie to o p a rto na dziennikach obserwacji z w yjątkiem okresu od X 1958 do I 1960 r., dla którego podstaw ą b y ły rap o rty m iesięcznę. Niew ielkie różnice między p rezentow anym i w ielkościam i a odpow iednim i liczbam i znalezionym i w danych dziennych publikow anych w QBSA, w kilku p rzypadkach także w zię ty c h z rap o rtó w m iesięcznych — n a o g ó ł w ynikają z b łę d ó w w ta m ty c h ź ró d ła c h oraz fak tu , że średnie m iesięczne zam ieszcza­ ne w QBSA b y ły obliczane ze średnich dziennych zaokrąglonych do liczb ca łk o w ity c h (średnie w tab. 1 obliczono ze średnich dziennych podan y ch z d o k ład n o ścią do 0,1 su; 1 su = 10- 2 2 W • m " 2 • H z- 1 ). N iestety, nie w szystkie średnie m iesięczne w tab. 1 są w ew nętrznie zgodne. W ynika to z różnych z a ło ż e ń przyjm ow anych w różn y ch okresach dla redukcji danych obserw acyjnych. S trum ień S ło ń ca obliczano zaw sze na podstaw ie obserw acji ra d io ź ró d ła Cassiopeia A z uw zględnieniem ź r ó d ła Cygnus A. W pierw szych la tac h obserw acji p rzyjm ow ano, że na częstości 127 MHz gęstość stru m ien ia Cas A w ynosi 1,5 su, a C yg A - 1 su ( W h i t f i e l d 1959). W okresie 1972,0 — 1974,5 p rzyjm ow ano na te w ielkości o d pow iednio 1,67 i 1,07 su. O d lipca 1974 r. w T oruniu stosuje się skalę kalibracyjną o p artą n a ostatnich

Toruńskie obserwacje Słońca na częstości 127 MHz - średnie miesięczne gęstości strumienia (10—^ - W - m ^ - H z - *) oraz dane roczne: procentowa ilość dni obserwacji (Z3), średni strumień (5), itbść zjawisk niezw ykłych CZ),zmienność (Y ) i liczba Wolfa (R, wg danych z Zurichu)

Miesiąc Rok

I U III IV V VI VII VIII IX X XI XII P S Z V R

1958 6,2 5,2 8,7 10,1 6,7 0,38 0,49 184,8 1959 9,2 8,5 11,7 6,5 6,5 6,0 8,5 26,0 8,0 4,5 21,0 12,1 83,6 .11,0 0,70 0,89 159,0 1960 7,2 - - - 4,7 29,5 30,6 8,4 38,0 16,9 0,52 0,82 112,3 1961 6,0 5,1 6,5 4,9 4,5 6,5 10,7 6,8 4,7 4,9 3,0 4,2 91,5 5,7 0,39 0,42 53,9 1962 3,2 36,5 4,8 7,2 8,6 3,8 4,6 3,3 5,3 3,3 4,8 3,3 81,9 6,2 0,26 0,37 37,6 1963 5,2 4,3 3,4 4,8 3,9 5,9" 2,9 5,0 4,3 6,5 .3,7 3,9 74,8 4,4 0,10 0,19 27,9 1964 5,0 '6 ,2 4,4 3,2 2,9 2,7 2,9 2,8 2,6 3,3 3,0 2,3 89,1 3,5 0,04 0,08 10,2 1965 2,7 3,5 3,2 2,2 2,2 2,2 2,2 2,0 2,3 2,5 2,1 1,8 85,5 2,4 0,06 0,10 15,1 1966 5,3 1,8 14,4 3,9 3,1 5,3 6,4 ’ 6,2 4,3 3,6 3,3 9,2 71,0 5,8 0,26 0,43 47,0 1967 5,3 14,4 6,0 4,8 9,5 5,3 5,5 8,6 5,6 4,1 17,5 5,7 83,0 7,2 0,67 0,80 93,8 1968 7,9 9,2 4,8 2,6 3,1 3,7 4,2 21,9 7,3 23,4 8,1 7,5 80,6 8,6 0,27 0,90 105,9 1969 16,9 11,5 3,4 3,8 15,9 7,1 2,7 2,7 2,7 4,1 6,1 3,8 74,8 7,0 0,31 0,74 105,5 1970 3,6 3,4 48,7 4,4 3,0 8,4 5,2 12,7 9,9 6,6 23,2 .5,0 71,0 11,2 0,37 0,53 104,5 1971 49,0 5,5 4,7 10,5 5,3 4,2 5,3 46,9 3,6 '4,7 4,3 5,0 74,8 12,5 0,38 0,81 66,6 1972 3,9 . 4,6 5,8 6,1 11,8 6,0 - 8,3 4,4 5,1 2,9 2,5 66,4 5,8 0,23 0,41 68,9 1973 - - - - ' - 3,3 2,3 2,2 7,4 3,2 6,3 39,2 4,2 0,03 0,07 38,0 1974 3,4 2,9 2,9 4,0 5,1 4,1 - 4,8 49,1 28,8 5,2 7,9 77,3 9,9 0,23 0,15 34,5 1975 6,8 2,7 4,1 3,9 3,4 3,1 2,9 13,1 3,8 3,1 103,0 3,4 94,2 13,2 0,19 0,04 15,5 1976 3,5 3,2 23,4 3,3 2,7 2,5 3,3 12,1 6,3 3 >6 3,4 3,9 96,7 6,0 0,35 0,13 12,6

T a b e l a 2

'£

i

z UJ E

W

O

fe

u> O I960 1965 1970 ₁₉₇₅

Rys. 1. Średnie miesięczne gęstości strumienia promieniowania Słońca obserwowane na częstości 127 MHz w Obserwatorium Toruńskim

wynikach pom iarów absolutnych, w której strumień Cas A na początku 1977 r. miał. gęstość 1,407 su i spada o 1,22% w stosunku rocznym ( B o r k o w s k i 1975; D e n t i in. 1974). Jeśli oprzeć się na powyższych danych i przyjąć, że ostatnio stosowana skala jest prawdziwa, wówczas współczynniki korygujące wszystkie wcześniejsze wyniki pom iarów strumienia dla kolejnych lat od 1958 do 1974 będą następujące: 1,17; 1,16; 1,15; 1,13; 1,12; 1,11; 1,09; 1,08; 1,07; 1,05; 1,04; 1,03; 1,02; 1,00; 0 ,8 9 ; 0,88 i 0,87. W spółczynniki te zo stały obliczone dla środka każdego roku z wyjątkiem 1974 r., dla którego czynnik 0,87 dotyczy tylko jego pierwszej połow y. Przedstawiona tutaj wyniki nie uwzględniają tych poprawek. Ja k wynika z niektórych prac, również obecne założenia mogą okazać się nieścisłe ( E r i c k s o n , P e r l e y 1975; R e a d 1976; W i e 1 e b i n s k i 1976; T s e y 1 1 i n i in. 1976; K a n d a 1976). Trzeba także dodać, że podane w spółczynniki nie uwzględniają pizyczynków związanych ze zjawis­ kiem dudnienia promieniowania Cas A i Cyg A (wynika to z m ałej odległości kątowej tych źródeł w stosunku do charakterystyki anten), co czyni kalibrację w oparciu o obserwację dowolnego z tych źródeł obarczoną pewnym, możliwym do oceny błędem . Ponadto, na skutek omawianych dalej odbić prom ieniowania S ło ń ca od ziemi jego pom iary są silnie zakłócane, wobec czego praktycznie wszystkie wyniki z ostatnich kilku lat (od jesieni 1972 r.) należy traktow ać jak o prowizoryczne.

W tab. 2 przedstawiono podsumowanie wyników opracowania zjaw isk niezwykłych. Oczywiste jest, że liczby te nie m ają istotnego znaczenia statystycznego ze względu na nie­ kom pletność wynikającą z obiektywnych częściow o trudności. Częściow o, gdyż okazuje się, że szereg luk w tych wynikach p ow stała w różnych okresach z przyczyn, które m ożna określić

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca 141 terminem „brak zainteresowania” . Widać to wyraźnie w pracy G a w r o ń s k i e j (1977), z której wynika m.in., że liczby z podane w tab. 2 powinny na ogół być zwiększone.

Puste miejsca w tab. 1 i 2 oznaczają brak opracowań wskazanych parametrów, mimo że istnieją zapisy obserwacji. Średnie roczne (tab. 1) obliczono na podstawie tych tabel zastępując puste miejsca i braki obserwacji zerami. Są to średnie ważone ilością dni obserwacji. Średnie

zmienności

(V)

obliczono podobnie w oparciu o wyniki podane przez B o r k o w s k i e g o

(1976b), uzupełniając o następujące średnie miesięczne z obserwacji późniejszych: 0 .0 0 ;0 ,1 0 ; 0.00; 0,55; 0,04; 0.00; 0.00; 0.07; 0,48; 0,14; 0,06: 0,03 i 0,07 (odpowiednio od XII 1975

do XII 1976 r.) oraz pom iniętą W' tamtej pracy średnią z grudnia 1972 r. 0.33. Tych samych

danych użyto do wyliczenia odpowiednich wielkości do tab. 3. Przytoczone dla porównania liczby Wolfa zostały zaczerpnięte z publikacji „Solar Terrestrial Physics and Meteorology” (1975) i uzupełnione o ostatnie wyniki końcowe i prowizoryczne zamieszczane w SGD (1976 i 1977). Również dla porównania obliczono średnie miesięcy gęstości strumienia na częstości 1000 MHz do tab. 3 do czego podstawą by ło „Complete Summary” (1975) oraz raporty miesięczne z Toyokawa Observatory (lata 1975 i 1976).

3. ANALIZA I DYSKUSJA WYNIKÓW

Wyniki z tab. 1 ilustrują rys. 1 i 2. Już z pierwszego z nich wyraźnie widać, że odbicie 11-letniego cyklu aktywności Słońca w strumieniu na częstości 127 MHz jest bardzo słabo zaznaczone. N ietrudno wprawdzie doszukać się związku minimum z 1964 r. z obniżeniem

Rys. 2. Średnie roczne: liczby Wolfa (R ), wskaźniki zmienności (V), ilość wybuchów (Z) i gęstości stru­ mienia (S) oraz procentowa liczba dni obserwacji (Jy)

poziomu na tej częstości w latach 1963—1966, jednakże zupełnie inny charakter ma ten przebieg w pobliżu następnego minimum. Tę opinię potwierdza również przebieg średnich rocznych. Jeśli o gęstości wybuchów trudno cokolwiek w nosić ze względu na niekom pletność tego parametru, to o zmienności ( F ) m ożna pow iedzieć, że wykazuje generalnie lepszą zgodność z przebiegiem ilości plam (R ) niż gęstość strumienia (S, rys. 2).

Gdyby p o łączy ć wyraźne odstępstw o przebiegu strumienia od przebiegu, jaki sugerują plam y słoneczne od 1973 r. z faktem całkow itej wymiany systemu odbiorczego w tym okre­ sie, to nasuwa się wątpliw ość, czy w m etodyce ópracowywania obserwacji nie tkwi obecnie jakiś gruby błąd . Znaczący jednak wydaje się być inny fakt. W listopadzie 1975 r. zanotow ano największe poziom y promieniowania ciągłego w całej historii toruńskich obserwacji. Tak np. średnia z dnia 20 X I w yniosła 1600 jednostek strumienia^ co dorównuje poziom em wielkich wybuchów. Stąd też średnia tego m iesiąca b y ła również rekordowo duża — dwukrotnie większa od dotychczasowego „rekordu” . Spow odow ało to dalej, że średnia roczna w zrosła aż do wartości 13,2 su (najw iększa od 1960 r.), gdy tymczasem średnia z pozostałych 11 m iesięcy tego roku wynosi tylko 4,6 su. Ten sam fakt pow oduje, że średnia listopada jest wyższa od pozostałych (tab. 3, rys. 3). Potwierdzenie anomalności tych rezultatów dają

ob-T a b e l a 3

Średnie: strumień (5), zmienność (K) i ilość zjawisk niezwykłych (Z)

wg obserwacji toruńskich obliczone dla poszczególnych miesięcy. W kolumnie S(100) podano odpowiednie strumienie na częstości 1000 MHz wg obserwacji japońskich (Toy okawa Observatory)

Miesiąc 29

K 1958 - 31 XII 1976 1 VIII 1964 - 31 VII 1976

Obserwacje Średnie Obserwacje Średnie

Dni % S V Z Dni % S V Z 5(1000) I 433 77,6 7,8 0,57 0,40 297 79,8 9,4 0,58 0,43 72,6 II 359 70,5 6,9 0,42 0,23 252 74,3 5,6 0,46 0,25 71,6 III 430 77,1 8,9 0,43 0,32 285 76,6 10,4 0,54 0,35 70,4 IV 413 76,5 4,6 0,33 0,24 283 78,6 4,3 0,34 0,23 69,1 V 427 76,5 5,6 0,36 0,22 289 77,7 5,9 0,36 0,18 70,6 VI 433 80,2 6,2 0,35 0,26 301 83,6 4,4 0,32 0,19 69,3 VII 392 70,3 4,7 0,41 0,21 280 75,3 3,6 0,36 0,18 68,5 VIII 385 69,0 11,7 0,43 0,43 265 71,2 11,4 0,44 0,33 68,8 IX 417 77,2 7,1 0,49 0,38 272 75,6 7,8 0,42 0,27 69,1 X 480 85,6 8,4 0,46 0,28 312 83,9 8,2 0,48 0,22 69,3 XI 461 80,9 15,0 0,39 0,31 282 78,3 17,3 0,37. 0,27 69,2 XII 423 71,8 5,4 0,40 0,30 240 64,5 4,9 0,34 0,28 70,2 Razem 5053 76,1 7,8 0,42 0,30 3358 76,6 7,8 0,42 0,26 69,9

serwacje na częstości 100 MHz (G orki), z których średnia omawianego m iesiąca w yniosła 70 su (Q BSA 1976). Trzeba jednak pam iętać, że wyniki toruńskie i wspomnianej stacji zawsze istotnie się różniły. Interesujące w tych rozbieżnościach je st to, że toruńskie wyniki pom iarów

Przegląd toruńskich w yn ików obserwacji Słońca 143 są zaniżone względem rosyjskich w okresach spokojnego Słońca, natom iast zawyżone w czasie wzmożonej aktywności (dla dużych strumieni). Sugeruje to, że odpowiedzialna za ten efekt może okazać się nieliniowość charakterystyki wzmocnienia któregoś z odbiorników (nie­ właściwa kalibarcja odbiornika).

Okazuje się, że ryzykowne wciąż pozostaje przewidywanie przebiegu aktywności Słońca, nawet na krótki okres ( C o l e 1973; C o v i n g t o n 1974; C o v i n g t o n 1976; S z y ­ m a ń s k i 1976; B o r k o w s k i , K ę p a 1976). Istnieje jednak kilka przesłanek na to, że minimum aktywności Słońca w 11-letnim cyklu w ystąpiło w lipcu ub.r. (np. MONSEE Bulletin 1976, SGD 1977). Do nich dołączają ostatnie wyniki obserwacji plam słonecznych oraz pro­ mieniowania na krótszych falach radiowych, na których wyraźnie widać składową wolno- zmienną (SVC). Przegląd toruńskich wyników w zasadzie nie daje poparcia temu sądowi. Jeśliby wnioskować o minimum aktywności Słońca na tych falach z przebiegu średnich rocznych zmienności i ilości wybuchów, to — jak wskazuje tab. 1 — rok 1975 okaże się najmniej aktywny (wyłączając ze względów oczywistych rok 1973). Jeśli ponadto potrakto­ wać zajwiska z XI 1975 jako „w ybryk natury” wówczas także średni sturmień okaże się w tym roku mniejszy niż w sąsiednich. Bilższy wgląd w wyniki każe m oment minimum umieś­ cić pom iędzy marcem i lipcem 1975 r. Zwraca także uwagę stosunkowo głębokie minimum w średnich dziennych w okresie IV—VII 1976 r. (rys. 6 i dalsze), które zachęca do wniosku o jego związku z generalnym minimum aktywności Słońca, jednakże, choćby w świetle odbić, byłby to wniosek nieco przedwczesny.

Rys. 3. Średnie parametry obliczone dla poszczególnych m iesięcy z okresu VIII 1964 - VII 1976 r.:

S, V i Z odpowiadają strumieniowi, zmienności i gęstości zjawisk niezw ykłych na 127 MHz, a 5 (1 0 0 0 )

-strumieniowi na 1000 MHz

Tabela 3 i rys. 3 zawierają statystyki poszczególnych miesięcy w obserwacjach toruńskich z wyszczególnieniem okresu obejmującego domniemany 20 cykl aktywności Słońca. Wahania średnich parametrów miesięcy w wynikach toruńskich (5 7 —175% wartości średniej) znacznie przewyższają odpowiednią wielkość znalezioną-dla strumienia na częstości 1000 MHz (6%). Najbardziej równomiernie po miesiącach w 20 cyklu ro z ło ż y ła się zmienność, ale różnica

między średnią stycznia i czerwca osiągnęła prawie 62% średniej całego cyklu. Jest to świa­

dectwo dużej dynamiki tych parametrów promieniowania Słońca na falach metrowych.

Potwierdzeniem tej opinii może być też duże ,.zaszumienie” widm mocy (rys. 4). Estymatory

Rys. 4. Widma mocy dla średnich miesięcznych strumieni i zmienności na 127 MHz oraz strumienia na 1000 MHz (Toyokawa) obliczone dla okresu XI 1961 - VI 1972 r. Wyniki są znormalizowane do odchyle­

nia standardowego (a)

widmowej gęstości mocy oparto na transformatach Fouriera wykonanych metodą szybką

(STF lub FFT; C o c h r a n i in. 1967; S o b k o w s k i 1975). Względy techniczne zadecydo­

wały o ograniczeniu ciągów analizowanych danych do 128 punktów. Wyniki zostały znorma­

lizowane do odchylenia standardowego składowych widma o częstotliwościach większych

niż 1 cykl/l 28 miesięcy.. Na rys. 4 dla przejrzystości pominięto częstotliwości O i l , które

reprezentują składowe będące odbiciem wartości średniej i 11 -letniej cykliczności (odpowied­

nio). Ta ostatnia składowa najwyraźniej występuje w widmie strumienia na częstości 1000 MHz

(przewyższa 290 razy odchylenie standardowe a). W toruńskich wynikach składowa ta wy­

nosi 9,2

a dla strumienia (S) i 41,2

a dla zmienności (F). Poziom 3

a przekracza również

linia odpowiadająca okresowi ok. 3,4 miesiąca w widmie strumienia. Jest ona też widoczna,

chociaż nieco słabiej, w widmie zmienności. Podobne analizy wykonane dla innych przedzia­

łów czasu, z mniejszą rozdzielnością i z zastosowaniem funkcji okna typu Tukeya ( S c h w a r t z ,

4 0 50 6 0

CZĘSTOTLIWOŚĆ (CYKL/128 m ies.) TYKW ,S(IO O O )

160 d n i

1

Przegląd toruńskich w yników obserwacji Słońca 145 S h a w 1975; B e n d at , P i e r s o l 1976) prowadzą do znacznie różnych wyników. Na tej podstawie można zaniedbać inne linie widmowe widoczne na rys. 4, dotyczące obserwacji toruńskich, być może z wyjątkiem wskazanych tam prążków odpowiadających okresom 11,6, 9,1 i 2,4 miesiąca. Ta rozbieżność rezultatów analizy widmowej i porównania z wynikami uzyskanymi przez E l - R a e y a i A m e r a (1975) (stwierdzają oni m.in. 160-dniową perio- dyczność w analizowanych tu wynikach z Toyokawy) oraz C u r r i e g o (1973) wobec nie­ kompletności toruńskich pomiarów każą sądzić, że lepszym estym atorem widmowej gęstości m ocy - zwłaszcza od strony m ałych częstotliwości widmowych - okaże się wynik zastoso­ wania niedawno opracowanej m etody maksymalnej entropii (np. U l r y c h 1972).

n(S)

6 0

4 0

20

0

Rys. 5. R ozkład liczby średnich dziennych i miesięeźnych n(S) w funkcji amplitudy strumienia S w obser­ wacjach toruńskich

Wgląd w rozkład amplitud średnich strumieni dziennych (rys. 5) daje dodatkowy argument

na to, że W 1975 r. aktyw ność Słońca na 127 MHz osiągnęła minimum w części spadkowej

20 cyklu. Świadczy o tym procentow a ilość dni, w których obserwowano zwiększone stru­ mienie promieniowania. Tak np., w 1975 r. zanotow ano 7,6% średnich dziennych większych od 7 su, gdy w 1976 r. b y ło ich 10,5% (jakościowo ten sam rezultat utrzym uje się dla średnich większych od dowolnej z wartości w ziętych z przedziału 6 - 1 6 su). Porównanie histogramów amplitud średnich dziennych w latach 1 9 7 5 -1 9 7 6 i 1 9 6 8 -1 9 6 9 (rys. 5) sugeruje, że obecne pom iary promieniowania Słońca spokojnego są stabilniejsze (mówi o tym wyraźnie mniejszy rozrzut w okół mediany, która w latach 1975—1976 w yniosła 3,1 su a w latach 1 9 6 8 -1 9 6 9 - 3;2 su). Dodać też w arto, że w 1. 1968 i 1969 średnich dziennych większych od 7 su by ło odpowiednio 17,3 i 9,9%, co — wobec bliskości tych lat okresowi maksimum aktywności Słońca - znacznie osłabia argument o obecnym minimum.

N -568 ( 1968-69)

\

A. 2 N -698 (Średnie dzienna ,1975-76)

lliO&łlaLAk.

N=204 (.Średnie m ieęieczne. 1958-76 ) n (S > !3 > 3 7 I I i> nil ■■■ Li “ > 1_u_i__ 'i-l___________

4. WYNIKI Z LAT 1 9 7 3 -1 9 7 6

Od czerwca 1973 r. toruńskie obserwacje na częstości 127 MHz prowadzone są za pomocą całkow icie nowego systemu odbiorczego. I ch oć jest to system zu p ełn ie analogiczny do po­ przedniego, wyniki uzyskane nim nie są zgodne z poprzednimi. Jakościowe i ilościowe różnice oraz ich źród ła są przedm iotem tego i następnego punktu pracy.

T ---1---T T

XI XII VI VII VIII IX x

MIESIĄCE

Rys. 6. Wyniki toruńskich pomiarów strumienia promieniowania Słońca na częstości 127 MHz w latach 1973-1976 wykonanych w 6 listku interferencyjnym (ok. godz. 9 czasu uniwersalnego). Dane z 1973 r.

pochodzą z innej seriii opracowań

ł t » t t ł ł I 1 I 1 ł l . t ł ł

■ \ i i________l_______ I________I________I---1---1---L---L Rys. 7. Porównanie rzeczywistych zmian strumienia obserwowanego na kierunku 9 listka interferencyjnego (południe prawdziwe) w latach 1975-1976 z przebiegiem teoretycznym. Strzałki u dołu rysunku wskazują

Przegląd toruńskich w yn ik ó w obserwacji Słoń ca 147

Nawet bardzo pobieżny przegląd obserwacji w ostatnich kilku latach pozwala zauważyć

silny wpływ pór roku na wyniki. Dla zilustrowania tego efektu na rys. 6—9 przedstawiono

roczne przebiegi wyników pomiaru strumienia promieniowania Słońca w kilku, reprezenta­

tywnych dla charakterystyki systemu antenowego, listkach interferencyjnych w latach 1973—

1976. Listkom przyporządkowano numery zgodnie z upływem czasu w ten sposób, że listek

nr 9 pojawia się na ok. 10 min. przed południem prawdziwym w Piwniacach. Prezentowa­

ne na tych rysunkach wyniki nie pokrywają się z wynikami publikowanymi miesięcznie

w dostępnych biuletynach. Obliczono je przy założeniu, że charakterystyka systemu anteno­

wego w rozpatrywanym okresie nie ulega zmianie. Na wszystkich przebiegach wyróżnia się

składnik wolnozmienny o rocznej powtarzalności mający trzy maksima, z których najwyższe

przypada na okres najmniejszej deklinacji Słońca, oraz trzy minima z najmniej znaczącym

z okresu maksimum deklinacji Słońca (czerwiec). Jakościowo taki sam przebieg uwidacznia

się w uśrednionych całodziennych wynikach (średnie obejmujące listki od 5 lub 6 do 17).

Pokazuje to rys. 9. Z pożytkiem dla późniejszych rozważań można zauważyć, że minima

w lutym (rys. 10) oraz w październiku lub listopadzie, jak również niższe maksima z marca

i września, pojawiają się tym później wiosną i tym wcześniej jesienią im większy jest kąt

pomiędzy płaszczyzną południka miejscowego i kierunkiem listka charakterystyki anten.

J- - - 1---_ J--- 1_ _ _ _ _ _ _ _ l_ _ _ _ _ _ _ _ _ 1_ _ _ _ _ _ _ _ _ i_ _ _ _ _ _ _ _ _ l_ _ _ _ _ _ _ _ _ l_ _ _ _ _ _ _ _ _ i i i i

I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII

R ys. 8. W y n ik i p o m ia ró w stru m ie n ia w la ta c h 1 9 7 4 - 1 9 7 6 w 12 listk u in te rfe re n c y jn y m ( p iz e d lu b o k . 12 g o d z . U T )

Symetria zmian względem ekstremalnych deklinacji Słońca oraz zależność momentów po­

jawiania się ekstremów strumienia od kierunku na sferze niebieskiej (symetria względem po­

łudnika) przemawiają za odbiciową ich interpretacją. Wprawdzie nie badano jeszcze wpływu

tego czynnika na wcześniejsze wyniki obserwacji, jednak jeśli on istniał przed 1972 r., to

w znacznie mniejszym stopniu niż obecnie. Wiąże się to z szerokością wiązek charakterystyki

anten w płaszczyźnie

H,

w której następują odbicia. Od jesieni 1972 r. do służby Słońca

używa się anten o szerokości połówkowej ok. 65°, z czego już wynika, że w okresie

naj-D 3 < £ u Z ZD

9

-01 l i t o

Rys. 9. Przebiegi strumienia obserwowanego w 15 listku interferencyjnym (u góry) i średnie dzienne (9 - 1 5 U T) w latach 1 9 7 5 -1 9 7 6

mniejszej deklinacji Słońca promieniowanie odbite od płaskiego terenu przed antenami w po­ ziomej składowej polaryzacji nawet w południe jest odbierane ze skutecznością ok. 50% w stosunku do sygnału przychodzącego z kierunku największego wzmocnienia.

Podczas opracowywania obserwacji łatwo jest zauważyć, że w czasie zimy istnieją ponadto względnie szybkie (dla kontrastu będą dalej zwane oscylacjami) zmiany strumienia mierzone­ go na poszczególnych listkach interferencyjnych mające okres kilku (4—10) dni. Zgodność pojawiania się ekstremów tych oscylacji w kolejnych latach (rys. 11 a) i korelacja pomiędzy poszczególnymi -listkami niezbiecie świadczy o nieprzypadkowym ich charakterze i każe od­ rzucić m.in. wpływ aktywności Słońca jako jedną z możliwych interpretacji. Wyjaśnienia można by szukać w odbiciach promieniowania od dalekich przedmiotów terenowych (w odległościach rzędu 100 m), jak to sugeruje duża częstotliwość oscylacji w obecności małych zmian deklinacji Słońca. Mimo że istnieją również inne przesłanki „za” , to jednak wizja lokalna jest tym, co każe wątpić w takie wyjaśnienie.

Brak zadowalającego wytłumaczenia zjawiska oscylacji usprawiedliwia zwrócenia uwagi na dwa jeszcze fakty z tym związane. Szczególnie nieprzyjemne rozmiaiy osiągają oscylacje w środku zimy (grudzień) na kilku skrajnych popołudniowych listkach (rys. 9 i 11 b). Inną charakterystyczną własnością jest niemal całkowity ich zanik jesienią, gdy wiosną widoczne są jeszcze w marcu. Pierwszy z faktów kojarzy się z niesymetrycznym względem kierunku południa ukształtowaniem terenu przed antenami, drugi zaś — z różnymi warunkami atmos­ ferycznymi (wilgotność gruntu) wiosną i jesienią. Oba jednak, o ile te skojarzenia są słuszne, ponownie kierują myśl na odbicia.

Przegląd toruńskich w yn ik ó w obserwacji Słońca 149

Rys. 10. Przebiegi strumienia obserwowanego w listkach 6, 8, 10, 12, 14, 16 oraz średnie dzienne (z listków 5 lub 6 - 1 7 ) w dniach 20 1 — 16 III lat 1974, 1975 i 1976

Od czasu uruchomienia obecnie używanych anten do września 1975 r. w opracowaniach ob­ serwacji nie uwzględniano w pływ u promieniowania odbitego. Efektywne zmiany wag listków interferencyjnych b y ły poprawiane ze statystycznych odchyłek względem listka centralnego (9; B o r k o w s k i 1976a). Nie elim inow ało to, oczywiście, zmian wagi tego listka, a w końcowym rezultacie — zm ian średnich dziennych wyw ołanych odbiciami. Poczynając od października 1975 r. redukcja danych odbywa się po szczegółowej analizie przebiegu stru­ mienia obserwowanego w każdym listku z uwzględnieniem wyników obserwacji w analo­ gicznych okresach ubiegłych lat. Na skutek braku absolutnego poziom u odniesienia dla strumieni w okresie wrzesień—kwiecień koniecznością staje się jednak założenie w to miejsce poziomu strumienia S łońca spokojnego (przyjmuje się nań 3 su). Może to w pewnych przy

<0

b)

Rys. 11. Przykłady oscylacji strumienia w okresie zimy w 5 listku intereferencyjnym (a) i ich porównanie w listkach o d . 6 do 16 (b). Strzałki wskazują jedno z maksimów podejrzane o wspólne pochodzenie

padkach prowadzić do skutecznego wyeliminowania długoczasowych (dłuższych niż ok. 10 dni) nieznacznych wzrostów lub spadków promieniowania Słońca, dlatego wszystkie wy­ niki pomiarów strumienia uzyskane po ostatniej wymianie anten należy traktować jako pro­ wizoryczne. Poprawienie wyników powinno być wykonane po zebraniu dostatecznie obfitego materiału statystycznego w oparciu o analizę efektów odbiciowych z uwzględnieniem prze­ biegu aktywności Słońca obserwowanego na innych częstościach.

5. WIĘCEJ O ODBICIACH

Problem zakłóceń pomiarów promieniowania Słońca przez sygnały odbite od przedmiotów otoczenia anten jest powszechny praktycznie na wszystkich częstościach obserwacji. Jego

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca 151 znaczenie rośnie z długością fali tak jak z nią rośnie szerokość charakterystyk promieniowania anten. Szczególnej wagi nabiera ten problem w stacjach położonych na dużych szerokościach geograficznych, dla których wysokość górowania Słońca w pewnych okresach nie przekracza np. 10° (<£ = ±57°). W ogólności czynnik ten powoduje skrócenie czasu efektywnych ob­ serwacji w ciągu dnia. Fakty te uzasadniają poświęcenie zagadnieniu odbić większej uwagi. Proponowany dalej model jest dużym uproszczeniem rzeczywistości, jednak pozwala już na ilościowe oceny.

Rys. 12. Szkic pokazujący m echanizm pow staw ania zak łó ceń odbioru w y w o łan y ch przez prom ieniow anie o d b ite od ziem i, na p rzy k ład zie jednej an ten y . Okrąg sym bolizuje ch ara k tery sty k ę kierunkow ą anteny (A)

Na rys. 12 pokazano sytuację, w której do anteny odbiorczej A oprócz promieniowania padającego wprost (a) dociera też wiązka odbita (b) od powierzchni ziemi przed anteną (rozważana jest tu tylko składow a liniowa polaryzacji fali, prostopadła do rysunku). Z geo­ metrii zjawiska łatw o zauważyć, że różnica dróg (wyrażona w długościach fali X) przebytych przez oba promienie wyniesie 2 • H ■ cos A • sin (h + A), gdzie: H jest wysokością środka promieniowania anteny nad ziemią (w X), A — kątem nachylenia płaszczyzny odbijającej względem poziomu, a h — wysokością źró d ła promieniowania. Pomija się tutaj skończoną rozciągłość źródła < az skończoność wstęgi odbieranych częstości, gdyż dla toruńskiego przy­ padku są one zaniedbywalne (Dodatek, B o r k o w s k i 1976a). Odpowiednia do przebytych

jdróg różnica faz sygnałów będzie większa o tj (180°), ponieważ faza padającej fali w roz­

patrywanej polaryzacji przy odbiciu zostaje odwrócona. W przypadku interferom etru dwfa- antenowego o bazie d (w X) będą cztery wiązki, których względne fazy wyniosą:

'K =

2vid

[sin 6 • sin 5 + cos 5 • cos§0 • cos (t

- t

)] +

D}

oraz

0

)

'I 'j = 'I'2 + 47T- H 2 • cos A , • sin ( h + A 2 ) + ir (w iązka odbita),

gdzie: indeksami 1 i 2 odróżniono wysokości obu anten i odpowiednie nachylenia terenu, SQ i tQ oznaczają współrzędne równikowe bazy (deklinacja i kąt godzinny), 6 i t — położenie źródła promieniowania w tychże współrzędnych, a D — różnicę dróg sygnałów w liniach przesyłowych (od anten do odbiornika) wyrażoną również w X. Wielkości.^ i 'I/2 opisują zależności fazowe interferometru przy zaniedbaniu odbić.

Ograniczając nieco ogólność można przyjąć, że średnie amplitudy wszystkich czterech wiązek początkowo są jednakowe. Zróżnicowanie ich nastąpi wskutek strat przy odbiciu oraz nieizotropowości charakterystyk anten. Ten pierwszy czynnik silnie zależy od aktualnie panujących warunków atmosferycznych. Do obliczeń przyjęto zależność od kąta padania opracpwaną dla tzw. dobrej gleby ( e = 10, a = 0,01 S/m) na podstawie pracy P i c q u e n a r - d a (1974

) : Rj

= 0,864 - 0,0043 •

(h

+ A^), gdzie

h

+

A.

(i

= 1,2) wyrażone jest w stopniach Dla wiązek odbitych w dalekim polu (strefa Fraunhofera) tłumienie wynikające z charakterys­ tyki anten dobize przybliża czynnik cos2 2

(h

+ A;) (rys. 12). Z faz (1) i powyższych przy­ bliżeń można wyeliminować wysokość h korzystając ze znanych zależności trygonometrii sferycznej (zachodzi: sin h = sin *p • sin 5 + cos <p ■ cos 6 • cos t, gdzie ^ jest szerokością geogra­ ficzną miejsca obserwacji), co już pozwala skorzystać z zależności wyprowadzonej w Dodatku dla obliczenia przebiegu obserwacji źródła punktowego w funkcji jego współrzędnych równi­ kowych i w obecności odbić. Ze względu na nieregularność rzeźby terenu dla toruńskiego interferometru najbardziej wiarogodne wydają się być chwilowo jedynie modele obliczone dla małych kątów godzinnych (obserwacje w pobliżu południa prawdziwego w przypadku Słońca). Praktyczne obliczenia wykonano w oparciu o przekształcenie:

V = S[(l + ę>j • cos 'I'j + cos ^ + Q i cos ^ 3)2 + ((?! -s‘n + s*n ^2 + @2 S“1 ^

gdzie: Q. = ■ cos22{h + A;), / = 1,2 są amplitudami pola elektrycznego fal odbitych, a S jest średnim strumieniem Słońca spokojnego (przyjęto 5 = 3 su). Na parametry charakteryzujące toruński instrument położono następujące wartości://, i/ / 2 z przedziału 0,8 — 1,5 X, A j = 5°, A 2 = 0°, 6q = 0°,

tQ =

90°,

d

- 10 X oraz

D

= 0,5 X. Jeden z modeli, odpowiadający obser­ wacji w 9 listku interferencyjnym, przedstawia rys. 7.

Chociaż generalnie wyniki obliczeń teoretycznych przebiegów obserwacji Słońca w ciągu roku są zgodne z obserwacjami, to jednak istnieją różnice, których nie można złożyć na karb uproszczeń modelu czy też niedokładności parametrów interferometru. Z modelu wy­ nika np., że gdy deklinacja Słońca osiągnie taką wartość, że promieniowanie odbite będzie dochodziło do anten pod kątem ok. 90° (względem kierunku maksimum wzmocnienia), wów­ czas jego wpływ powinien znikać przynajmniej tak, jak to sugeruje charakterystyka promie­ niowania anten (cosinus tego kąta w czwartej potędze). Łatwo skądinąd pokazać, że w takim przypadku odbicie następuje w pobliżu granicy dalekiego pola, gdzie przestają obowiązywać charakterystyki określone dla tamtego pola. Stąd prawdopodobnie wynika zaskakujący fakt wystąpienia minimum w obserwowanych strumieniach promieniowania Słońca w środku lata (kwiecień-sierpień), w czasie, gdy promieniowanie odbite dochodzi do anten pod kątem

Przegląd toruńskich w yników obserwacji Słońca 153

większym niż 90°. Oznacza .to, że dostaje się ono tam pizez listki boczne charakterystyki

anten, a te w dalekim polu są przynajmniej 80-krotnie (w mocy) słabsze od głównego

( B r o w n 1974; A n d r e w Corp. 1966), gdy tymczasem depresja strumienia obserwowane­

go wynosi (ostrożnie oceniając) ok. 10%. Biorąc jeszcze pod uwagę współczynnik odbicia

(ok. 0.5 przy tych kątach padania) trudno jest ustrzec się wniosku, że to letnie minimum jest

wynikiem w zasadzie tylko faktu, że wysokość umieszczenia anten nad ziemią jest mniejsza

od odległości dalekiego pola (ok. 1 X względem ok. 2 X dla zwykle przyjmowanej granicy

dalekiego pola). Dla poparcia tych rozważań na rys. 13 pokazano pośredni rezultat obliczania

modelu obserwacji w obecności odbić - dla anten bezkierunkowych i ze 100% skutecznością

odbicia, dzięki czemu wyniki są wolne od nieokreśloności charakterystyk anten i współczyn­

nika odbicia. Widać z nich, że kderunek wpływu odbić letnich jest zgodny z tym, co się

obserwuje (zaniżenie wyników pomiarów).

z

UJ

E

■o

cc o

v>

o

(-tn

U

o

DEKLINACJA (s to p n ie )

Rys. 13. Teoretyczny przebieg strumienia obserwowanego w południku za pom ocą interferometru o izo ­ tropowych antenach w obecności odbić, ze współczynnikiem 1, w funkcji deklinacji źród ła (na górnej

skali zaznaczono niektóre momenty odpowiadające deklinacji Słoń ca)

Analizując obserwowane przebiegi w 9 listku (rys. 7) w lutym i na przełomie października

i listopada nietrudno wyróżnić nieoczekiwane wzrosty strumienia, kłócące się z modelem.

Być może, że przyczynek do interpretacji tej rozbieżności tkwi w fakcie, że jest to okres

kiedy odbicia następują pod kątami bliskimi kątowi Brewstera. Przy przejściu przez ten kąt

następuje odwrócenie fazy składowej pola elektrycznego, leżącej w płaszczyźnie padania.

Jeżeli płaszczyzna ta nie jest prostopadła do kierunku polaryzacji anteny, wówczas składowa

taka może być również odebrana. W danym przypadku rzeźba terenu sprzyja takiej możliwości.

Z przeprowadzonej dyskusji w tym punkcie wynikają dwa ważne wnioski. Po pierwsze,

charakterystyki obecnie używanych anten są zbyt szerokie w płaszczyźnie

H,

co powoduje,

że promieniowanie odbite przed antenami jest w znaczącym stopniu odbierane. Po drugie, wysokość umieszczenia anten jest zbyt m ała, czego efektem jest obecność w pływ u odbić na wyniki w ciągu całego roku. Godzi się jednak nadm ienić, że ten czynnik nie jest tak istotny jak pierwszy, o czym przekonują wcześniejsze obserwacje — za pomocą anten o porównywalnej wysokości, lecz o węższej wiązce.

6. ZAMIAST ZAKOŃCZENIA

Jednym z bardzo podstawowych m ankam entów toruńskich obserwacji jest ich niekom ­ pletność. I choć zjawisko to jest dość częste w tego typu obserwacjach na całym świecie, nie usprawiedliwia pewnych strat w obserwacjach, do których przy nieco większym zaanga­ żowaniu można by nie dopuścić.

T a b e l a 4

R o z k ła d c ało d zien n y ch braków w obserw acjach w okresie 11 IX 1974 - 31 I 1977 na dni tygodnia

Okres Dzień 11 I X - 3 1 X I I 1974 1975 1976 11 IX 1974 - 31 I 1977 1 9 6 8 -1 9 6 9 dni % dni ’% Niedziela 3 7 4 15 34,1 29 17,8 P o n ied ziałek 3 5 7 16 36,4 3 6 22,1 W torek ■- 1 - _{1 2,3 33 20,2} Środa - ₃ 1 4 _9,1 13 _8,0 C zw artek 1 3 - 4 _{9,1 18 11,0} P iątek - 1 - 1 2,3 17 10,4 Sobota 1 1 - 3 6,8 17 10,4 Razem dni 8 21 12 44 = 5,0% 163 = 22,3% * T a b e l a 5

To sam o co w tab. 4 , ale wg przyczyn

O kres (dni) Przyczyna 1974 (1 1 2 ) 1975 (365) 1976 (366) 11 IX 1 9 7 4 -3 1 I 1977 (874) Brak obsługi 3 14 7 27 = 61% Awaria odbiornika 1 6 4 11 25

Awaria innego urządzenia 4 1 1 6 14

Razem (w % Okresu) 7,1 5,6 . 3,3 5,0

By uniknąć gołosłow ności przeanalizowano straty (tylko całodzienne) w obserwacjach w ostatnim okresie. Analizą tą objęto tylko okres po. 11 IX 1974 r., gdyż przedtem była

Przegląd toruńskich w yn ików obserwacji Słoń ca 155 dłużej trwająca przerwa spowodowana uszkodzeniem systemu antenowego. Rezultaty zawie­ rają tab. 4 i 5. W pierwszej z nich przedstawiono rozkład strat wg dni tygodnia. Dla porów na­ nia podano tam analogiczny rozk ład w latach 1968—1969. Komentarz wydaje się zbyteczny wobec wymowy liczb, w arto jednak dodać, że z 31 dni straconych w niedzielę lub ponie­ działek, aż 20 w ystąpiło w niedzielę i następujący po niej poniedziałek (po kolei). Jeszcze bardziej przekonywająca wydaje się być tab. 5, w której zaw arto podział strat na przyczyny. Podziału dokonano w ten sposób, że przez brak obsługi rozumiano wszelkie usterki systemu odbiorczego, które były możliwe do usunięcia w ramach codziennej obsługi, gdyby tylko zo stały w porę zauważone. Do nich wliczono m.in. awarie autom atu zegarowego włączającego zapis obserwacji i niesprawności samopisów (brak tuszu, brak taśmy papierowej, uszkodzenie taśmy uniemożliwiające zapis). Awarie odbiornika to długotrw ałe niestabilności jego pracy lub wzbudzenie się (w ystępow ały głównie w letnie upalne dni). Do innych usterek zaliczono awarie zasilacza stabilizowanego (zasilacz odbiornika), uszkodzenie złącza antena — linie prze­ syłow e lub brak napięcia w sieci.

Do pozytywów w arto dorzucić fakt, że tych straconych obserwacji w ostatnich latach jest jednak nieco mniej (tab. 2), nawet jeśli pom inąć w rachunkach przerwy długoczasowe, wy­ nikające z poważniejszych przyczyn. Najczęstszą przyczyną pojedynczych przerw w obser­ wacjach by ły niesprawności samopisów, a w tym kontekście wprowadzenie równoległego za­ pisu na dwóch rejestratorach niewątpliwie wydatnie zm niejszyło procent obserwacji zm arno­ wanych. Stosowane obecnie rejestratory (LRK —1) ulegają jednak tak częstym usterkom, że nawet ich dublowanie nie gwarantuje uzyskania jednego choćby zapisu z systemu pozostawio­ nego przez 2 - 3 dni bez opieki. Na ich usprawiedliwienie tizeba dodać, że warunki ich pracy urągają niekiedy podstawowym wymogom klimatycznym. Pewnej dalszej poprawy skuteczności zapisu można oczekiwać w niedalekiej przyszłości, po zainstalowaniu elektronicznego układu włączenia i wyłączania zapisów w miejsce zawodnego zegara mechanicznego. Nie wyelimi­ nuje to, oczywiście, strat poniesionych w wyniku awarii samopisów czy, jak k to woli, braku przynajmniej jednokrotnej w ciągu dnia kontroli przebiegu obserwacji.

7. DODATEK

Antena jest urządzeniem liniowym, dlatego sygnały indukują w niej napięcia proporcjonal­ ne do chwilowych .am plitud pola elektrycznego odbieranych fal w składowej o kierunku polaryzacji anteny (płaszczyzna E w przypadku dipola). Uśrednioną pó czasie moc wydzielaną na obciążeniu anteny można wyrazić pizez średnią kwadratową wartości indukowanego napię cia:

P ~ £ [ ( ? V{ + U)2], (3)

gdzie: E [ ] jest symbolem wartości średniej, £ V. oznacza skończoną sumę napięć w yw oła­ nych przez sygnały wzajemnie skorelowane, a U — przyczynek od promieniowania niespójnego lub nieskorelowanego z poprzednimi. Występujący w rozwinięciu wyrażenia opisującego uśred­ niany sygnał iloczyn składników nieskorelowanych znika przy dostatecznie długim uśrednia­ niu, (3) można więc przepisać do postaci:

P ~ E ( 1 V. ■ V.) + C, (4)

i.i ' 1

gdzie: C = E(U~) w radioastronomicznej praktyce oznacza zwykle wolnozmienne tlo dla sygnału obserwowanego. Dla dwóch sygnałów wąskowstęgowych zachodzi /.wiązek:

E( V. ■ V.) = ^ E { V f ) ■ E ( v j ) • cos ( * . - * 7), (5)

co się łatw o sprawdza w przypadku, gdy te sygnały są harmoniczne. Jeżeli różnica faz sy­

gnałów 'ł/(. — powstaje jedynie z różnicy r j.. w czasie przybycia czół tal do środka promie­

niowania anteny, to jest ona równa 2n[/r(.., gdzie / jest częstością odbieranych fal. Dla napięć szumowych w skończonej wstędze częstości A / czynnik fazowy w (5) powinien być zastąpio­ ny przez odpowiednią średnią po wszystkich częstościach wstęgi, jest to jednak zbyteczne jeśli tylko nierówność:

2rr • A / - r (/. = 2tt ■— ■ d 1 (6)

jest spełniona dla wszystkich opóźnień odpowiadających różnicom dróg d.. ( C h r i s t i a n ­ s e n , H ó g b o m 1969). Tak np. przy częstości 127M Hz, wstędze 230 kHz i opóźnieniu 10 X (toruński interferom etr) lewa strona (6) wynosi 0,11, co zadowalająco spełnia ten waru­ nek.

Kładąc w ( 5 ) E ( V j ) = E j z (4) i (5) dostaje się:

P ~ 2 E i ■ Ej ■ cos ty. • cos 'I r + 2 E . • Ej ■ sin ty ^ • sin ty. + C. (7)

Jeżeli do pomiaru sygnału używa się radiometru o charakterystyce kwadratowej, wówczas dostaje się na wyjściu napięcie proporcjonalne do mocy P albo, przepisując inaczej prawą stronę związku (7), do:

V = ( S E . • cos *,.)2 + ( 2 E. ■ sin * . ) 2 + C (8)

i 1 1 i 1 1

— dodać trzeba, że E. wyraża tutaj skuteczną amplitudę pola elektrycznego /-tej wiązki pro­ mieniowania we właściwej składowej polaryzacji pomnożoną przez napięciową charakterysty­ kę promieniowania anteny.

Pożytecznie jest zauw ażyć, że wzór (8) jest stosunkowo ogólny i łatw o go zastosować do dowolnego zestrojenia anten oraz uk ład u obserwowanych źródeł. Przy obserwacji za po­ mocą kilku połączonych anten wzór ten pozostaje słuszny po uwzględnieniu w fazach 'I', dodatkowych opóźnień pow stałych przypadkowo lub celowo w liniach przesyłow ych — np. wskutek przełączania fazy w interferom etrze typu Ryle’a albo na wyjściu odbiornika in­ terferom etru korelacyjnego pojawiają się napięcia postaci (8), w której C znika. Zastosowanie systemu odbiorczego typu Dicke’go zmniejsza tylko wartość „stałej” C o wielkość proporcjo­ nalną do mocy szumów ź ró d ła porównawczego. W szczególności, w prostym (dw uantenowym ) interferom etrze addytyw nym skierowanym na puijktowe ź ró d ło kosmiczne, wyrażenie (8) sprowadza się do:

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca 157 /'I',, -r- 4'.

V = 2 i ’"[ 1 + cos ( ^ 2 + C = 4 E 2 cos2 I -= -^--- I + C, (9)

gdzie położono E = £ j = £"2 , sugerując tym identyczność obu anten. Nietrudno też pokazać wykorzystując dowolność wielkości C, że w przypadku dwóch takich źródeł obserwowanych jednocześnie wyrażenie analogiczne do (9) ma postać:

/*, - \k.\

„ M - V A

K = 4 £ 2 cos2 • I -= "2— L] + 4 (£ ')2 • cos2 ( --- - — L 1 + C, (10)

gdzie primami odróżniono amplitudy i fazy sygnałów z drugiego źródła. Wzór (10) daje poży­ teczną podstawę do oceny zakłóceń obserwacji wywołanych obecnością niezbyt odległych kątowo źródeł (ważny problem toruńskich kalibracji obserwacji Słońca na źródłach Cas A i Cyg A).

Do opisu faz sygnałów konieczna jest znajomość rozmieszczenia anten. Pouczająca będzie analiza prostego przypadku z dwoma antenami. Jeśli w środku układu kartezjańskiego o osiach skierowanych na zachód (x), na południe (y) i na północy biegun nieba (z) mfeści się jedna z anten, a druga ma współrzędne x o, vQ i z Q, to transformują się one ze współrzędnych równikowych przez przekształcenie:

= d ' cos 6 o ' sin ro v = d ■ cos 6 • cos l - o o o z = d ■ sin 6 o o ( I I )

gdzie: d = \ A ' 2 + v2 + z 2 jest odległością między antenami, a 5 q i tQ są deklinacją i kątem godzinnym kierunku wyznaczonego przez anteny. Różnica dróg przebytych przez czoło fali biegnącej do anten z kierunku o współrzędnych 5 i t jest rzutem wektora przypisanego bazie

interferometru d ( A Q, y Q, zq ) na ten kierunek, czyli:

d • l(co s 6 • sin t , cos 5 • cos t, sin 5) = d (cos 5 • cos d Q • sin t • sin tQ +

+ cos 6 ■ cos 6 q • cos t ■ cos t Q + sin 5 • sin 5 q),

gdzie 1(...) jest wektorem jednostkowym w kierunku źródła osadzonym w początku układów współrzędnych. Ta różnica dróg jest miarą różnicy faz (wyrażonej w radianach):

^ 2 — 'Pj = 2 n d [cos 5 • c o s 5 Q ■ c o s ( / - t ) + sin 6 • sin 5 ]. (12)

Bardzo często interferometry buduje się tak, by baza leżała na linii w schód-zachód i zawsze wymagana jest znajomość odchyłek od tego położenia. Korzystając z wzoru (12) nietrudno zauważyć, że różnica fazy sygnału źródła obserwowanego interferometrem rzeczywistym (11) i interferometrem o bazie d Q ustawionym idealnie na osiy wyniesie:

'i' 2 ~ 'J'i ~ ' cos 6 • sin / = 2w {[(x0 - d Q) sin t +_yQ • cos r] • cos 6 - z • sin 6} (13)

gdzie x Q - dQ, y Q i z Q są dodatnimi odchyłkam i (w X) bazy odpowiednio w kierunku zachodu, południa i ponad płaszczyznę równika niebieskiego. W praktyce właśnie z tej zależności

korzysta się przy wyznaczaniu odchyłek .w podanych kierunkach (E 1 s m o r e i in. 1966).

W rzeczywistości oprócz różnicy faz wynikającej z usytuowania anten powstaje zwykle też przesunięcie na skutek różnicy w długościach linii przesyłowych D (w X) do punktu węzłowego, które trzeba dołączyć do różnicy (12). W przypadku, gdy 6 q = 0 ° i t = 9 0 ° (anteny na osi * ) wzór (9) przechodzi w:

V = 2ZT2 ^1 + cos [27t(c/-cos5 s in /+ Z ) ) ] } + C,

lub zaniedbując stałe, w:

V — cos [2tt(d ■ cos 5 • sin / + D )\. (14)

Przykład wykorzystania zależności (14) pokazuje B o r k o w s k i (1976a).

A utor pragnie dodać, iż powyższa praca pow stała w znaczącym stopniu dzięki bezintere­ sownej pomocy wielu osób — pracowników Obserwatorium. Szczególne wyrazy wdzięczności chce on przekazać Dr. J. H a n a s z o w i za nieustanną pom oc w wielu problemach związa­ nych z obserwacjami Słońca, Dr. A. W o 1 s z c z a n o w i za wprowadzenie w arkana dyskret­ nej analizy widmowej i Mgr inż. J. U s o w i c z o w i za dyskusje z teorii sygnałów oraz ży­ czliwie udostępnienie własnych zbiorów literaturowych.

L I T E R A T U R A Andrew Corporation, Biulctin 390 (1966).

B e n d a l , J.S., P i e r s o 1, A.G., 1976, M etody analizy i pomiaru sygnałów losowych, PWN, Warszawa. B o r k o w s k i , K.M., 1975, Post. Astr., 23, 199.

B o r k o w s k i , K.M., 1976a, Post. Astr., 24, 15. B o r k o w s k i , K.M., 1976b, Post. Astr., 24, 115.

B o r k o w s k i , K.M., G o r g o 1 e w s k i, S., U s o w i c z, J., 1975, Post. Astr., 23, 141. B o r k o w s k i , K.M., K ę p a , A., 1976, Urania, 47, 89.

B r o w n , J.S., 1974, 1975, informacje prywatne.

C h r i s t i a n s e n , W.N., H i i g b o m , J.A., 1969, Radio telescopes, Cambridge University Press, Cambridge. C o c h r a n , W.T., C o o l e y , J.W., F a v i n , D.L. i inni, 1967, IEEE Trans. Audio Electroacoust., 15,45.

No 2.

C o l e , T.W., 1973, Solar Physics, 30, 103.

Complete Summary o f Daily Solar Radio Flux, Series—70, Toyokawa 1975. C o v i n g t o n . A . E., 1974, J. R. Astr. Soc. Can., 68, 31.

C o v i n g t o n . A . E . , 1976, SGD, No. 378 (Supplement), 8. C u r r i e , R.G., 1973, Astrophys. Space Sci., 2 0 ,5 0 9 .

D e n t , W.A., A 11 e r, H.D., O l s e n , E. T., 1974, Astrophys. J., 188, L l l . E l - R a e y , M., A m e r, R., 1975, Solar Physics, 45, 533.

Przegląd toruńskich w yników obserwacji Słońca 159 E r i c k s o n , W.C., P e r 1 e y, R.A., 1975, Astiophys. J„ 200, L83.

G a w r o ń s k a , G., 1977, praca magisterska UMK. K a n d a , M., 1976, IEEE Trans. Instr. Measur., 25, 173.

MONSEE Bulletin No. 8, p. 10, ICSU Special Committee on Solar-Terrestrial Physics, Sep. 1976. P i c q u e n a r d , A., 1974, Radio Wave Propagation, Macmillan, London and Basingstoke. Quarterly Bulletin on Solar Activity, 19 5 9 -1 9 7 6 , IAU, Zurich.

R e a d , P.L., 1976, 9th Young European Radio Astronomers Conference (YERAC), 2 - 5 Aug., Toruń, oraz M.N.R.A.S., 178,259 (1977).

S c h w a r t z , M., S h a w , L., 1975, Signal Processing, McGraw-Hill, N. York. S o b k o w s k i, J., 1975, Częstotliwościowa analiza sygnałów, Wyd. MON. Warszawa. Soiar-Geophysical Data (SGD), 1 9 7 5 -1 9 7 7 , U.S. Department of Commerce, Boulder, Colorado.

Solar-Terrestrial Physics and Meteorology: A Working Document, SCOSTEP Secretariat, July 1975, Washin­ gton.

S z y m a ń s k i , W., 1976, Urania, 47, 88.

T s e y 1 1 i n, N.M., D m i t r i e n k o , L.V., D m i t r i e n k o, D.A., M i l l e r , E.A., S n e g i r e v a , V.V., T i t o v , G.K., 1976, Radiofizika, XIX, 1106.

U l r y c h , T.J., 1972, J. Geophys. Res., 77, 1396. Urania, 1 9 7 5-1977, PTMA, Kraków.

W h i t f i e l d , G.R., 1959, Paris Sym posium on Radio Astronom y (Ed. R.N. Brace well), p. 297, Stanford, California.

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXV (1977). Z eszyt 3

WŁAŚCIWOŚCI FIZYCZNE PLANETOID

Część II

Z D Z I S Ł A W M U S I E L A K

O bersw atorium A stronom iczne U niw ersytetu im. A dam a M ickiewicza (Poznań)

<DH3imECKME CBOflCTBA M A/lbIX FIJIAHET H acTb II

3. M y c e j i H K

C o f l e p * a H H e

ripeflCTaBJieH o 6 3 o p pe3yjibTaTOB noJiyneHHbix nepe3 nojinpHMeTpHMecKHe, panHOMerpH- HecKHe h cneKTp0(J>0T0MeTpHMecKHe HaSmojieHHH.

PHYSICAL PROPERTIES OF ASTEROIDS

Part II

S u m m a r y

A review of results of polarimetric, radiometric and spectrophotometric observations is

presented.

5. ZDOLNOŚĆ ODBIJAJĄCA PLANETOID

I. ALBEDO A ŚREDN ICE PLAN ETEK

Albego sferyczne zostało zdefiniowane przez B o n d i e g o, jako stosunek strumienia świa­

tła odbitego od powierzchni planetki we wszystkich kierunkach, do strumienia światła słonecz­

nego padającego na tę powierzchnię. Albedo sferyczne A określa wzór (P u t y 1 i n 1953):

A s = p • q, (8)

gdzie: p nosi nazwę albeda geom etrycznego i zależy tylko od wielkości geom etrycznych pla- netki, q jest całką fazową i zależy od kształtu powierzchni planetki.

Albedo geom etryczne p oblicza się ze wzoru:

E r2 A 2

p

-

_{£ ©}

f

i

_p

₁

-

(9)

gdzie: E e — oświetlenie Ziemi przez S ło ń ce w od ległości 1 j.a., E — oświetlenie Ziemi przez planetkę znajdującą się w od ległości A (w j.a.), r — od leg ło ść planetki od S łoń ca (w j.a.),

p — promień planetki. C ałkę fazową q określa wyrażenie:

q =

2 j F(a)

sin a d a, (10)

o

gdzie F (a ) jest funkcją fazową, zależną od przyjętego prawa rozpraszania światła: dla prawa Eulera:

F(

a) = c o s 2 - | , (1 1 )

dla prawa Lamberta:

F(a)

= ^ [sin

a

+ (ff -

a)

cos a ], (1 2 )

dla prawa Lommela-Seeligera:

F (a) = 1 - sin | tg y ln c tg -^ k (1 3 )

Czynnik q dla planetek wynosi ok. 0,6. Wartości albeda geom etrycznego dla ciał Układu S łonecznego oraz dla wybranych substancji podaje S a m o j l o v a - J a c h o n t o w a (1 973).

Znajom ość albeda geom etrycznego dla planetek ma duże znaczenie ze względu na m ożli­ w ość określenia ich rozmiarów. Dla dużych planetoid dane dotyczące średnic oraz albeda uzyskano dzięki pomiarom mikrometrycznym (G e h r e 1 s 1970).

Średnica V esty została zmierzona interferometrem i w ynosi 4 0 0 km. Uzyskany wynik jest zbliżony do otrzymanych innymi metodam i.

II. METODY WYZNACZANIA ALBEDA GEOM ETRYCZNEGO I ŚREDNIC

Pomiary m ikrometryczne i interferometryczne średnic planetek nie mają większego znacze­ nia z uwagi na niewielkie rozmiary kątowe tych ciał.

Właściwości fizyczne planetoid. Cz. U 163 B e l l (1 9 1 7 )podał m etodę pozwalającą określić albedo planetki z obserwacji fotome- trycznych. Metoda ta opiera się na zależności m iędzy współczynnikiem fazow ym / i albedem. Badania w ykazały, że w spółczynnik fazowy / jest wprost proporcjonalny do stopnia nie­ równości powierzchni i odwrotnie proporcjonalny do albeda. Korzystając z tej m etody, B e e 1 wyznaczył albeda i średnice 15 planetoid.

W ostatnich latach opracowano nowe metody wyznaczania albeda. Jedna z nich, m etoda polarym etryczna, wykorzystuje fakt spolaryzowania św iatła odbitego od powierzchni plane- toidy. O kazało się, że stopień polaryzacji wzrasta z kątem fazowym.

Rys. 7. Kjzywa polaryzacji dla (1) Ceres (Z e 11 n e r, G r a d i e 1976)

Na iys. 7 podano krzywą polaryzacji w funkcji kąta fazowego dla planetoidy (1) Ceres, otrzymaną przez Z e l l n e r a i G r a d i e g o (1976). Dla wszystkich zbadanych dotychczas planetoid istnieje wyraźnie określona gałąź ujem na krzywej polaryzacji, która pojawia się, gdy maksimum w ektora elektrycznego znajduje się w płaszczyźnie rozpraszania. Z ujemnej części krzywej polaryzacji wyciąga się wnioski dotyczące zdolności rozpraszania św iatła przez powierzchnię planetki oraz struktury samej powierzchni. Badania wskazują na możliwość wy­ stąpienia na powierzchni pojedynczych lub spojonych w złożone struktury ziarenek regolitu (V e v e r k a 1973). Ziarnistą strukturę powierzchni planetoid potwierdza ostatnia praca Z e l l n e r a i G r a d i e g o (1976).

Z danych doświadczalnych wiadomo, że k ształt krzywej polaryzacji jest określony przez strukturę powierzchni. Różnice w albedzie są różnicami w niespolaryzowanym strumieniu św iatła odbitego. Rezultat taki jest oczywisty, ponieważ składowa spolaryzowana pochodzi z odbicia od czystej powierzchni, a składow a niespolaryzowana od przypadkowych dyfrakcji na cząstkach py łu .

Albedo wyznacza się z nachylenia dodatniej części krzywej polaryzacji (rys. 8) w pobliżu kąta inwersji (kąt fazowy, dla którego znak polaryzacji zmienia się z ujemnego na dodatni).

Rys. 8. S chem atyczny w ykres krzywej polaryzacji wraz ze stosow aną nom en k latu rą (V e v e r k a, N o l a n d 1973)

Albedo wyznacza się z empirycznej zależności ( V e v e r k a , N o l a n d 1973):

log h = log C - b • log A, (14)

dla planetoid:

log C = 1,69 + 0,03,

b = 0,89 ± 0,04.

Znajdując h z kizywej polaryzacji (rys. 8), m ożna wyznaczyć normalne odbicie A od po­ wierzchni, które w przypadku planetoid identyfikuje się z geometrycznym albedem. Jest to uzasadnione niewielką powierzchnią planetek oraz zaniedbywalnym pociemnieniem brzegowym, Korzystając z opisanej powyżej m etody, Z e 11 n e r i in. (1974)podali albeda i średnice dla 30 planetoid (obserwacje zmian polaryzacji z kątem fazowym przeprowadzono dla 43 pla­ netoid).