КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2013, том 51, № 1, с. 28-34
УДК 523.72
МЕЖПЛАНЕТНЫЕ МЕРЦАНИЯ АНСАМБЛЯ РАДИОИСТОЧНИКОВ В ПЕРИОД МИНИМУМА 23/24 ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
© 2013 г. И. В. Чашей1, В. И. Шишов1, С. А. Тюльбашев1, А. В. Глянцев1, 2, И. А. Субаев1
1 Пущинскаярадиоастрономическая обсерватория АКЦФИАН 2Пущинский государственный естественнонаучный институт chashey@prao. ru Поступила в редакцию 19.03.2012 г.
Представлены результаты наблюдений межпланетных мерцаний статистического ансамбля радиоисточников в период 2007—2011 гг. Наблюдения проводились в режиме мониторинга на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 111 МГц. Круглосуточно регистрировались флуктуации потока радиоизлучения всех источников, порядка нескольких сотен, с мерцающим потоком более 0.2 Ян, попадающих в полоску неба шириной 8° по склонениям, соответствующую 16-лучевой диаграмме направленности радиотелескопа. Статистический ансамбль радиоисточников характеризуется средней дисперсией мерцающего потока излучения, которая пропорциональна квадрату индекса мерцаний. Из полученных данных следует, что радиальная зависимость среднего индекса мерцаний в период глубокого минимума солнечной активности 2008—2009 гг. оказывается более слабой, чем ожидаемая в случае сферически симметричной геометрии солнечного ветра. Подавление радиальной зависимости среднего индекса мерцаний объясняется влиянием гелиосферного токового слоя, который проявляется в сильной концентрации турбулентной плазмы солнечного ветра к плоскости гелиоэкватора. Показано, что усредненный по месячным сериям наблюдений уровень мерцаний менялся синхронно с уровнем солнечной активности.
DOI: 10.7868/S0023420613010020
ВВЕДЕНИЕ
Наблюдения межпланетных мерцаний в Пу-щинской Радиоастрономической Обсерватории АКЦ ФИАН были начаты сразу после их обнаружения [1]. В результате первых наблюдений, сначала на радиотелескопе ДКР 1000 ФИАН и выносных радиотелескопах, а затем на радиотелескопе БСА ФИАН, была определена скорость солнечного ветра, исследована глобальная структура межпланетной плазмы и ее динамика в цикле солнечной активности [2]. В частности, было показано, что наиболее сильные циклические изменения происходят на средних и высоких гелио-широтах, тогда как изменения в приэкваториальных областях сравнительно невелики [2]. В обзоре [2] подробно изложены результаты первых наблюдений и методика определения параметров турбулентной плазмы по измерениям межпланетных мерцаний. Начиная с 2006 г. наблюдения межпланетных мерцаний проводятся на радиотелескопе БСА ФИАН в режиме мониторинга. Локальные измерения на космическом аппарате ULYSSES [3] и более ранние данные по мерцаниям [2] показывают, что для солнечного ветра в минимуме солнечной активности характерна бимодальная пространственная структура с быстрыми разреженными потоками на средних и высоких
широтах и медленным, более плотным течением на низких широтах. В максимуме активности структура солнечного ветра является более нерегулярной и в среднем близка к сферически симметричной с преобладанием медленного течения на всех широтах [2, 3]. Минимум 23/24 цикла солнечной активности оказался аномально глубоким: индексы солнечной активности в 2008— 2009 гг. были самыми низкими за последние 75 лет [4]; зафиксирован также длительный, более 200 дней, период, когда пятен на поверхности Солнца не было вообще [5]. В работе [6] приведены результаты наблюдений мерцаний сильных радиоисточников в 2006—2007 гг. на фазе спада при приближении к минимуму солнечной активности. Было показано, что радиальные зависимости индекса мерцаний в этот период были более слабыми, чем при сферически симметричной геометрии солнечного ветра [6], это отличие объясняется концентрацией межпланетной плазмы к плоскости гелиоэкватора. В настоящей работе представлены результаты нескольких серий наблюдений межпланетных мерцаний, проведенных в 2007—2011 гг. на радиотелескопе БСА ФИАН. Теоретические основы метода мерцаний при наблюдениях индивидуальных источников подробно изложены в [2]. При наблюдениях в режиме
мониторинга ежедневно измеряются мерцания большого числа источников. По этой причине в работах [7,8] была разработана новая методика обработки и анализа данных, основанная на рассмотрении статистически однородного ансамбля мерцающих радиоисточников. В работе [8] приведены данные мониторинга, полученные в сериях наблюдений 2006—2008 гг. В настоящей работе получены результаты для трех последующих годов и несколько изменена по сравнению с [8] методика обработки.
НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения межпланетных мерцаний проводятся на многолучевом радиотелескопе БСА (Большая Сканирующая Антенна) ФИАН на частоте 111 МГц. Антенна радиотелескопа имеет две независимых диаграммы по 16 лучей в каждой. На одной из диаграмм проводится мониторинг межпланетных мерцаний. Ежедневно в течение 24 часов измеряются флуктуации потока излучения всех радиоисточников, попадающих в диаграмму антенны. Ширина полосы приемника составляет 600 Мгц, частота съема информации 10 Гц. Время прохождения источника через луч диаграммы направленности около 6 мин, диаграмма радиотелескопа покрывает область склонений шириной 8°. Так как склонение Солнца в течение года изменяется от —22° (зимой) до 22° (летом), то оптимальные элонгации для наблюдений мерцающих источников достигаются в разных областях неба. По этой причине для мониторинга выбираются две полоски по склонению: с координатами от 3.5° до 12.5° с октября по март и координатами 28.5° до 36.5° с марта по октябрь, склонение диаграммы в течение весенне-летних и осенне-зимних наблюдений не изменяется. Траектории центра полоски неба в эклиптических координатах приведены на рис. 1. В нижней полоске наиболее сильным из мерцающих источников является радиоисточник ЗС 298 ( прямое восхождение 14h 17m, склонение 6°41'), для верхней полоски наиболее сильным является радиоисточник ЗС 48 ( прямое восхождение 1h 35m, склонение 32°53'), координаты приведены на 1950 год.
СТАТИСТИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ АНСАМБЛЯ МЕРЦАЮЩИХ ИСТОЧНИКОВ
При наблюдениях мерцаний измеряемой величиной являются временные флуктуации потока излучения (интенсивности) 5/(0. Мерцания индивидуальных источников обычно характеризуются индексом мерцаний
m
2 _ <ЬТ)
< I)2'
60
50
40
30
ч
а
ft i-ч 20
са
10
0
-10
-20
лето
23. III
23. IX _i_1_
23. III
10 15 а,часы
20
25
Рис. 1. Траектория полоски неба в эклиптических координатах. По оси ординат эклиптическая широта в в градусах, максимальное сближении площадки с Солнцем на небесной сфере соответствует минимальному угловому расстоянию до Солнца, равному р. Прямая в = 0 соответствует траектории Солнца. По оси абсцисс — прямое восхождение площадки в в часах.
где усреднение проводится по времени наблюдения, а также временным спектром мерцаний
P(f) = JM(q)5(2nf - qv±)dq,
22
M(q) = AF(q, Qz = 0)sin (qz/2к)Ф(q), Q = (q, Q,), m2 = JP(f)df,
(2)
(3)
(1)
где — двумерный пространственный спектр мерцаний, который пропорционален пространственному спектру турбулентности, Q — волновое число в пространственном спектре турбулентности F(Q), q — двумерная пространственная частота (волновое число) в картинной плоскости, v1 — поперечная к лучу зрения проекция скорости солнечного ветра, г — координата вдоль луча зрения, отсчитываемая от источника, к = 2яД, — волновое число радиоволны, 8т2(#2г/2к) — дифракционный (Френелевский) фактор, множитель Ф^) характеризует угловую структуру распределения яркости радиоисточника и для источников малых размеров может быть принят равным единице. Пример записи для источника ЗС 48 приведен на рис. 2. Временной спектр мощности мерцаний для записи рис. 2 приведен на рис. 3. Спектры мерцаний имеют аналогичный характер для источников, наблюдавшихся в летние и зимние месяцы. Характерная частота в спектре рис. 3, как следует из (2), пропорциональна скорости солнечного ветра v1 и обратно пропорциональна размеру первой зоны Френеля (г/к)1/2 для радиоволны, постоянный уровень на высоких частотах
лето J_
зима
0
5
26000 24000 22000 20000 18000 16000
3С 048, 2. V. 2009
Р(0
ад = <[ 1( *+т) -к о],
(4)
105
0 2 4 6 8 10 12 14
мин
Рис. 2. Пример записи мерцаний для источника ЗС 48.
соответствует шумам. Индекс мерцаний (1) и временной спектр (2) зависят от абсолютного уровня турбулентности на масштабе Френеля и от угловой структуры просвечивающих источников. В случае сильных источников данные об их угловой структуре известны и учитываются при интерпретации результатов наблюдений.
Радиотелескоп БСА ФИАН обладает высокой чувствительностью, которая позволяет наблюдать в 16 лучах ежедневно несколько сотен источников с потоками более 0.2 Ян. По большей части эти источники являются слабыми, и априорная информация об их угловой структуре отсутствует. Для преодоления этой трудности в [7, 8] предложено рассматривать статистический ансамбль радиоисточников, который предполагается однородным, то есть параметры ансамбля (средний угловой размер компактной компоненты и ее доля в полном потоке излучения) одинаковы для областей неба с одинаковой площадью. В качестве основной величины, описывающей уровень мерцаний ансамбля источников, используем структурную функцию флуктуации интенсивности
104
3С 48, 2. V. 2009
0.01
0.1
1.0
10 /о, Гц
Рис. 3. Временной спектр мощности мерцаний источника ЗС 48. Характерная частота мерцаний определяется как граница между примерно плоской низкочастотной частью и степенным спадом на более высоких частотах, плоский участок на высоких частотах соответствует уровню шумов.
ях будем характеризовать значением структурной функции, вычисленном при сдвиге т = 1 с,
Б1{г, т) = 2(ст^ + а2по15е
),
(5)
где зависимость от времени соответствует медленным, от источника к источнику, вариациям,
2 2 ст1Р8 — дисперсия мерцаний, стпоЬе — дисперсия
шумов. В наших измерениях входящие в (5) характерные значения составляют ст1Р8 > 0.2 Ян, стп01це ~ 1 Ян. Дисперсия мерцаний, нормированная на среднюю интенсивность, равна квадрату индекса мерцаний,
т1Р5 =
2
ст1РЯ
< I) 2.
(6)
где усреднение проводится по интервалу длительностью 1 мин.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.