URANIA 46, Nr 10/1975, 309–313
Służba Słońca na falach radiowych w Toruniu
Tradycje obserwacji Słońca na częstotliwości 127 MHz w Obserwatorium
Astromomicznym UMK w Toruniu sięgają roku 1958. Do 1960 r.
obserwacje były wykonywane przy pomocy 12-metrowego sterowanego
paraboloidu i prostego odbiornika mocy całkowitej. Później wykorzystywano
do tego celu interferometr składający się z dwóch anten cylindrycznych
oraz odbiornik przełączany. Kolejna zmiana (1972 r.) polegała
na wymianie wysłużonych już anten. W niespełna rok później uruchomiono
obserwacje z nowym odbiornikiem, zbudowanym na elementach
półprzewodnikowych. Tak więc, obecnie używany system odbiorczy (rys. 1)
jest prostym interferometrem dwuantenowym o bazie
10λ (23,6 m). Każda
z anten składa się z płaskiego kwadratowego reflektora i dwóch dipoli
półfalowych umieszczonych w odległości λ/4 nad
reflektorem. Taki typ
anteny charakteryzuje się szeroką wiązką (ok. 70° w płaszczyźnie E)
i wzmocnieniem (7,7 dB) mało czułym na zmiany przy przeskalowywaniu
do innych częstotliwości (z tego względu nazywane bywają antenami
o standartowym zysku). Zastosowanie anten o szerokich charakterystykach
kierukowych pozwala obserwować Słońce przez ok. 7 godzin dziennie
bez konieczności zmian ich ustawienia. Średnio co 2 tygodnie (dokładniej:
co 6° deklinacji Słońca) zmienia się nachylenie anten w płaszczyźnie
południka miejscowego.
| |
| Rys. 1. Schemat blokowy systemu odbiorczego do obserwacji Słońca na częstotliwości 127 MHz |
Sygnał z anten (127 MHz) za pośrednictwem linii przesyłowych i przełącznika krystalicznego (diodowego) jest doprowadzany do odbiornika na przemian z sygnałem pochodzącym ze źródła porównawczego. Po wstępnym wzmocnieniu (HF) i przemianie częstotliwości (LO i MIX) sygnał podlega bardzo dużemu wzocnieniu — rzędu 90 dB — we wzmacniaczu częstotliwości pośredniej (IF; 10,7 MHz), po czym jest poddawany detekcji liniowej (DET), w wyniku której z pierwotnego sygnału wydziela się jego obwiednię o małej częstotliwości. Zapewnienie dużej dynamiki systemu realizuje się we wzmacniaczu IF przez użycie automatycznej regulacji jego wzmocnienia (AGC) sygnałem detektora liniawego, co w rezultacie daje w przybliżeniu logarytmiczną charakterystykę wzmocnienia odbiornika. W detektorze fazowym, zwanym także synchronicznym lub koincydencyjnym, realizuje się odejmowanie sygnału porównawczego od badanego, dzięki czemu eliminuje się prawie całą składową stałą (tło) nie zawierającą żadnej informacji o Słońcu, gdyż pochodzi ona głównie z promieniowania Galaktyki i otoczenia anten. Przełączanie na wejściu i detekcja synchroniczna na wyjściu odbiornika stanowią istotę odbiorników typu Dicke'go, których podstawową zaletą jest niemal całkowita eliminacja skutków niestabilności wzmocnienia odbiornika. W końcowych stopniach systemu odbiorczego sygnał jest integrowany z różnymi stałymi czasowymi, co pozwala uzyskiwać jednocześnie dużą czułość przy rejestracji składowej wolnozmiennej promieniowania Słońca i dużą rozdzielczość czasową zjawisk niezwykłych. Całkowite wzmocnienie odbiornika wynosi ok. 130 dB, a czułość jest taka, że pozwala wykrywać sygnały rzędu 0,1·10–22 W/m2/Hz.
Obserwacje prowadzi się codziennie w godzinach od ok. 7 do ok. 17, a w tym czasie wykonuje się jedną do dwóch kalibracji odbiornika przy pomocy generatora szumowego włączanego na miejsce anten. Cały system odbiorczy kalibruje się do dwóch razy w miesiącu poprzez obserwację radioźródła Cas A lub Cyg A.
Opracowanie obserwacji polega na znalezieniu średnich dziennych strumieni promieniowania Słońca w przedziałach 9–12, 12–15 i 9–15h czasu uniwersalnego (UT), parametru charakteryzującego zmienność strumienia w tych przedziałach określoną w skali od 0 (bardzo mała zmienność) do 3 (bardzo duża zmienność) oraz opisie zjawisk niezwykłych (wybuchów radiowych i burz szumowych). Strumień, a właściwie jego gęstość, wyraża się w jednostkach słonecznych (skrót su od solar unit), zawierających 10–22 W/m2/Hz, i oblicza się przez porównanie wysokości listków interferencyjnych wywołanych przejściem Słońca przez pole widzenia anten z analogiczną wysokością listków pochodzących od radioźródeł kalibracyjnych. Przyjmuje się przy tym, że strumień pochodzący od Cas A na częstotliwości 127 MHz w pobliżu Ziemi na początku roku 1975 osiągnął gęstość 1,44 su i spada w stosunku 1,22% na rok, a gęstość strumienia Cyg A jest stała i wynosi na tej częstotliwości 1,19 su. Przy obliczaniu strumieni uwzględnia się różną wagę poszczególnych listków (wynika to z zakrzywienia charakterystyki kierunkowej anten) oraz nieliniowość charakterystyki wzmocnienia odbiornika. Podstawowe pomiary wykonuje się ręcznie na taśmach z zapisami, a obliczanie strumieni — przy pomocy minikomputera MOMIK 8b.
Istniejący system nie pozwala niestety na odzyskanie pełnej informacji o przebiegu zjawisk niezwykłych (w minimach interferencyjnych sygnał ze Słońca praktycznie znika). Sytuację pogarsza fakt występowania częstych zakłóceń wywołanych przez radiostacje pracujące w pobliżu badanego pasma.
Uzyskane wyniki są redagowane w postać ustalonych raportów obejmujących dane z całego miesiąca i dostarczane zainteresowanym osobom i instytucjom (głównie zagranicznym). Z dość dużym opóźnieniem są one publikowane wraz z innymi wynikami w Quarterly Bulletin on Solar Activity w Zürychu. Od roku bieżącego toruńskie wyniki będą zamieszczane prawdopodobnie również w Solar-Geophysical Data (USA).
Poczynając od niniejszego numeru będziemy także na łamach URANII prezentować na bieżąco część wyników obserwacji toruńskich. Będą to wykresy przedstawiające przebieg średnich dziennych (w godz. 9–15 UT) gęstości strumienia promieniowania Słońca na częstotliwości 127 MHz w kolejnych miesiącach. Ze względu na dużą dynamikę strumienia, wyniki te będą przedstawiane w skali logarytmicznej (oczywiście w jednostkach słonecznych: 1 su = 10–22 W/m2/Hz). Jako uzupełnienie tych wykresów podawane będą krótkie informacje o zmienności strumienia (tylko wówczas, gdy parametr ten będzie większy od 0) i zjawiskach niezwykłych. Przy opisie tych ostatnich będziemy posługiwali się klasyfikacją międzynarodową przyjętą powszechnie od stycznia br. W nomenklaturze tej rozróżnia się kilkadziesiąt typów zjawisk, określanych numerem wg dotychczasowego kodu SGD, oraz symbolem literowym będącym skrótem od nazwy angielskiej (np. NS — Noise Storm). Oto kilka typów najczęściej identyfikowanych ze zjawiskami niezwykłymi na falach metrowych:
|
Dla pełnego opisu zjawiska zwykle podaje się oprócz daty i typu moment rozczęcia się, moment maksymalnego strumienia, czas trwania, strumień w maksimum i uśredniony oraz uwagi o warunkach obserwacji, polaryzacji strumienia, lokalizacji zjawiska względem tarczy Słońca itp.
 |
| Rys. 2. Średnie dzienne strumienie promieniowania Słońca zarejestrowane w Obserwatorium Toruńskim |
Wyniki wszystkich dotychczasowych obserwacji na częstotliwości 127 MHz wykonanych w Toruniu przedstawiliśmy już w poprzednim numerze „Uranii" w postaci rysunku ilustrującego przebieg wygładzonych średnich miesięcznych gęstości strumienia w latach 1958–1975. Prezentowany tutaj wykres (rys. 2) odzwierciedla przebieg strumieni średnich dziennych w pierwszym półroczu 1975 r. Minimum, które pojawiło się w lutym, przypuszczalnie nie ma nic wspólnego z generalnym, minimum aktywności Słońca przed 20 cyklem. Jest to raczej efekt instrumentalny (wpływ odbić promieniowania od ziemi, który w zimie, gdy Słońce jest najniżej, jest szczególnie silny).
 |
| Rys. 3. Fragmenty dziennych zapisów promieniowania Słońca spokojnego w czasie wzmożonej aktywności na częstotliwości 127 MHz uzyskane przy pomocy interferometru toruńskiego |
W związku z tym, że omawiane wyniki dotyczą okresu bezpośrednio poprzedzającego minimum aktywności Słońca, warto porównać ten wykres z podobnym, zamieszczonym w n-rze 5 „Uranii" z roku 1969, przedstawiającym średnie dzienne z roku 1968, a więc okresu bliskiego maksimum aktywności w 19 cyklu. W odróżnieniu od roku 1968, rok bieżący charakteryzuje sporadyczność zjawisk niezwykłych (w poszczególnych miesiącach od stycznia do czerwca zaobserwowano odpwiednio 8, 1, 4, 6, 4 i 2 zjawiska) oraz zerowa zmienność strumienia.
