Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
Исследуются свойства S-всплесков, которые наблюдались в диапазоне частот 10 ÷30 МГц на радиотелескопе УТР-2 в 2001 – 2002 гг. Для анализа были выбраны три бури таких всплесков, которые произошли 23 – 26 мая 2001 г., 13 – 16 июля и 27 – 30 июля 2002 г. Всего за эти дни было зарегистрировано более...
Збережено в:
| Опубліковано в: : | Радиофизика и радиоастрономия |
|---|---|
| Дата: | 2010 |
| Автори: | , , , , , , |
| Формат: | Стаття |
| Мова: | Російська |
| Опубліковано: |
Радіоастрономічний інститут НАН України
2010
|
| Теми: | |
| Онлайн доступ: | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60087 |
| Теги: |
Додати тег
Немає тегів, Будьте першим, хто поставить тег для цього запису!
|
| Назва журналу: | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| Цитувати: | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн / В.Н. Мельник, A.A. Kоноваленко, Х.О. Рукер, В.В. Доровский, Э.П. Абранин, A. Лекашо, A.С. Лонская // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 1. — С. 140–150. — Бібліогр.: 19 назв. — рос. |
Репозитарії
Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine| _version_ | 1859811712853606400 |
|---|---|
| author | Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. Лонская, А.С. |
| author_facet | Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. Лонская, А.С. |
| citation_txt | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн / В.Н. Мельник, A.A. Kоноваленко, Х.О. Рукер, В.В. Доровский, Э.П. Абранин, A. Лекашо, A.С. Лонская // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 1. — С. 140–150. — Бібліогр.: 19 назв. — рос. |
| collection | DSpace DC |
| container_title | Радиофизика и радиоастрономия |
| description | Исследуются свойства S-всплесков, которые наблюдались в диапазоне частот 10 ÷30 МГц
на радиотелескопе УТР-2 в 2001 – 2002 гг. Для анализа были выбраны три бури таких всплесков,
которые произошли 23 – 26 мая 2001 г., 13 – 16 июля и 27 – 30 июля 2002 г. Всего за эти дни было
зарегистрировано более 800 всплесков. Всплески наблюдались всегда на фоне повышенной солнечной активности в декаметровом диапазоне длин волн. Это были обычные всплески III и IIIb
типа, быстрые всплески III типа, дрейфующие пары, спайки. S-всплески наблюдались в дни,
когда активная область, с которой они связаны, находилась вблизи центрального меридиана.
Длительности всплесков в течение каждой бури оставались практически неизменными – 0.3 с
во время бури 2001 г. и 0.4 ÷ 0.6 с во время бурь 2002 г. Было обнаружено, что мгновенная
частотная ширина увеличивается с частотой практически линейно. Скорость дрейфа S-всплесков изменяется с частотой по закону, близкому к найденному Макконнеллом для всплесков
на более высоких частотах. Предложена модель генерации S-всплесков, основанная на предположении, что эти всплески генерируются за счет слияния ленгмюровских волн с быстрыми
магнитозвуковыми волнами, фазовые и групповые скорости которых равны.
Досліджуються властивості S-сплесків, що
спостерігалися в діапазоні частот 10 ÷30 МГц
на радіотелескопі УТР-2 у 2001 – 2002 рр. Для
аналізу були обрані три бурі таких сплесків, які
сталися 23 – 26 травня 2001 р., 13 – 16 липня
2002 р. та 27 – 30 липня 2002 р. Усього у ці дні
було зареєстровано понад 800 сплесків. Сплески
завжди спостерігалися на тлі підвищеної сонячної активності в декаметровому діапазоні довжин хвиль, такої, як звичайні сплески III та IIIb
типу, швидкі сплески III типу, дрейфуючі пари,
спайки. S-сплески спостерігалися у дні, коли
активна область, з якою вони пов’язані, перебувала поблизу центрального меридіана. Тривалість
сплесків упродовж однієї бурі залишалася практично незмінною – 0.3 с під час бурі 2001 р.
та 0.4 ÷ 0.6 с під час бурь 2002 р. Було знайдено, що миттєва частотна ширина зростає
з частотою практично лінійно. Швидкість дрейфу S-сплесків змінюється з частотою за законом, близьким до знайденого Макконнеллом для
сплесків на вищих частотах. Запропоновано
модель генерації S-сплесків, яка грунтується
на припущенні, що ці сплески генеруються
за рахунок злиття ленгмюрівських хвиль зі швидкими магнітозвуковими хвилями, фазові та групові швидкості яких однакові.
The properties of solar S-bursts observed within
10 to 30 MHz at the UTR-2 radio telescope
in 2001 – 2002 are studied. Three storms of these
bursts occurred on May 23 – 26, 2001, July 13 – 16
and July 27 – 30, 2002 were chosen for a detailed
analysis. More than 800 S-bursts were recorded
during the days of these storms. All bursts were
always observed against the background of other
solar radio activity such as Type III and IIIb bursts,
Type III-like bursts, drift pairs and spikes. S-bursts
storms occurred in the days when the related
active region was located near the central meridian.
The durations of S-bursts were constant during
one storm and equal to about 0.3 s for the
2001 storm and 0.4 to 0.6 s for the 2002 storms.
It was found that the instantaneous frequency
width of S-bursts increased with frequency sensibly
linearly. The frequency drift rate of S-bursts
changes with frequency according to the McConnell’s
dependence derived for higher frequencies.
We propose the model of S-bursts based on
assumption that they are generated due to the
confluence of Langmuir waves with fast magnetosonic
waves whose phase and group velocities
are equal.
|
| first_indexed | 2025-12-07T15:19:55Z |
| format | Article |
| fulltext |
Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2, с.140-150
© В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, A. Лекашо, A. С. Лонская, 2010
УДК 523.985.7-77
Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер1, В. В. Доровский,
Э. П. Абранин , A. Лекашо2, A. С. Лонская3
Радиоастрономический институт НАН Украины,
ул. Краснознаменная, 4, г. Харьков, 61002, Украина
E-mail: melnik@ri.kharkov.ua, dorovsky@ri.kharkov.ua
1Институт космических исследований Австрийской Академии наук,
Грац, 8042, Шмидельштрассе, 6, Австрия
2Париж-Мейдонская обсерваторияи, CNRS UMR 8644, Париж, Франция
3Харьковский Национальный университет имени В. Н. Каразина,
пл. Свободы, 4, г. Харьков, 61077, Украина
Статья поступила в редакцию 10 февраля 2010 г.
Исследуются свойства S-всплесков, которые наблюдались в диапазоне частот 10 30÷ МГц
на радиотелескопе УТР-2 в 2001 – 2002 гг. Для анализа были выбраны три бури таких всплесков,
которые произошли 23 – 26 мая 2001 г., 13 – 16 июля и 27 – 30 июля 2002 г. Всего за эти дни было
зарегистрировано более 800 всплесков. Всплески наблюдались всегда на фоне повышенной сол-
нечной активности в декаметровом диапазоне длин волн. Это были обычные всплески III и IIIb
типа, быстрые всплески III типа, дрейфующие пары, спайки. S-всплески наблюдались в дни,
когда активная область, с которой они связаны, находилась вблизи центрального меридиана.
Длительности всплесков в течение каждой бури оставались практически неизменными – 0.3 с
во время бури 2001 г. и 0.4 0.6÷ с во время бурь 2002 г. Было обнаружено, что мгновенная
частотная ширина увеличивается с частотой практически линейно. Скорость дрейфа S-всплес-
ков изменяется с частотой по закону, близкому к найденному Макконнеллом для всплесков
на более высоких частотах. Предложена модель генерации S-всплесков, основанная на предпо-
ложении, что эти всплески генерируются за счет слияния ленгмюровских волн с быстрыми
магнитозвуковыми волнами, фазовые и групповые скорости которых равны.
1. Введение
Эллис [1] выделил S-всплески в отдельный
тип солнечных всплесков в 1969 г. Они были
названы “бурями быстро дрейфующих всплес-
ков”, так как появлялись во время бурь в виде
групп всплесков и напоминали бури всплесков
I типа. Позже Макконнелл [2] назвал их
S-всплесками, где латинская буква S озна-
чала “короткий”. Эти всплески напоминают
также юпитерианские S-всплески. Солнечные
S-всплески представляют собой узкие треки
излучения, которые дрейфуют от высоких час-
тот к низким. Как подчеркивали многие авто-
ры [1, 3-7], они наблюдаются на фоне другой
солнечной активности. Очень редко [4] у этих
всплесков отмечался неправильный дрейф
(от низких частот к высоким). S-всплески
наблюдались на частотах 20 80÷ МГц с уве-
личением их числа при уменьшении частоты
наблюдения [1, 4]. Отдельные всплески на-
блюдаются в полосе частот 5 12÷ МГц. Эти
всплески довольно слабые – их потоки не
Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
141Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
превышают, как правило, десятков с. е. п.
22 2(1 с. е. п. 10 Вт (м Гц)).−= ⋅ Что касается
длительности, то в литературе имеются раз-
личные данные. Так, у Эллиса [1] среднее
значение длительности этих всплесков равно
0.6 с. Согласно Макконнеллу [4] их длитель-
ность изменяется от 20 до 150 мс со средним
значением 50 мс. Доровский и соавторы [7],
анализируя 200 S-всплесков, наблюдав-
шихся во время различных бурь на частотах
18 30÷ МГц, пришли к заключению, что дли-
тельность S-всплесков изменяется в преде-
лах 0.2 0.7÷ с. В [7] было отмечено также,
что в распределениях S-всплесков по длитель-
ности возможно имеется два максимума, при
0.3 и 0.5 с. Другим важным параметром этих
всплесков является скорость частотного
дрейфа. Она изменяется от 0.6 МГц/с [7]
на частоте 20 МГц до 7 МГц/с на частоте
80 МГц [4]. Эти значения скорости дрейфа
в несколько раз меньше скорости дрейфа
обычных всплесков III типа в этом же диапа-
зоне частот. Соответствующая линейная ско-
рость источников S-всплесков в несколько
раз больше тепловой скорости электронов
в предположении, что излучение происходит
на местной плазменной частоте. Приведен-
ные в литературе значения мгновенной час-
тотной полосы этих всплесков изменяются
в широком диапазоне: 30 кГц у Эллиса [1]
и от 100 кГц на 30 МГц до 500 кГц на 80 МГц
у Макконнелла [4].
Очень редко, в 1 % случаев, S-всплески
имеют квазипериодическую структуру в виде
чередующихся светлых и темных полос –
фринджей (fringe [3]), длительность которых
около 50 мс, а расстояние между соседними
фринджами около 100 кГц.
Для интерпретации S-всплесков обычно ис-
пользуется плазменный механизм излучения.
Согласно ему быстрые частицы генерируют
ленгмюровские волны, которые затем транс-
формируются в поперечные волны. Мак-
коннелл [4] пришел к выводу, что излучение
происходит на местной плазменной частоте.
Мелроуз [8] считал, что S-всплеск – это дрей-
фующая пара на динамическом спектре кото-
рой видна только одна компонента. Это воз-
можно в модели, в которой предполагается, что
источник дрейфующих пар распространяется
в плазменных волноводах – дактах (duct),
и его излучение, отраженное от двух стенок
дакта, воспринимается как дрейфующая пара.
Если же мы видим излучение только от одной
стенки, то тогда регистрируется S-всплеск.
В модели Зайцева и Злотник [9] генерация
S-всплесков связана с быстрыми частицами
со скоростями (10 20) Tev÷ ( Tev – тепловая ско-
рость электронов), которые возбуждают плаз-
менные волны в условиях двойного плазменного
резонанса вблизи верхней гибридной частоты.
Эти волны при рассеянии на ионах плазмы транс-
формируются в электромагнитные волны на
частоте 2pe pef f= = ω π 2( 4pe e n mω = π –
плазменная частота) в полосе частот
( )( )23 2 Bef fΔ ≈ ω ω ( Be eB mcω = – элект-
ронная циклотронная частота).
Для объяснения явления фринджей исполь-
зуется идея фарадеевского вращения [3] или
идея о прохождении источника излучения
всплесков через неоднородную плазму, с по-
мощью которой интерпретировались всплески
IIIb типа [10].
В настоящей статье обсуждаются свойства
S-всплесков, которые наблюдались на часто-
тах 10 30÷ МГц на радиотелескопе УТР-2
в 2001–2002 гг. Обсуждается также возмож-
ная модель этих всплесков, объясняющая не-
которые их свойства.
2. Радиотелескоп УТР-2
и регистрирующая аппаратура
В наблюдательной кампании 2001 – 2002 гг.
были задействованы три секции антенны “се-
вер-юг” УТР-2. При такой конфигурации эффек-
тивная площадь антенны составила 30000 м2,
а размеры луча – 1 13°× ° (1° – склонение
и 13° – прямое восхождение). Для регистра-
ции использовался цифровой поляриметр
(DSP), разработанный совместно с французс-
кими и австрийскими учеными [11] и 60-ка-
нальный спектрометр. Временное разрешение
обоих инструментов равнялось 10 мс. Частот-
ное разрешение у DSP составляло 12 кГц, а
у 60-канального спектрометра – 300 кГц.
Чувствительность их была около 310 с. е. п.−
У DSP спектрометра полоса анализа была
В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, A. Лекашо, A. С. Лонская
142 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
18 30÷ МГц, а у 60-канального – 10 30÷ МГц.
В 2001 г. использовался только DSP, а в 2002 г.
оба прибора. Для нашего анализа были выбра-
ны три бури, наблюдавшиеся 19–30 мая 2001 г.,
а также 9–22 июля и 23 июля – 3 августа
2002 г. Это дало возможность исследовать из-
менение свойств S-всплесков как в течение
одной бури, так и на различных временных
интервалах – месяцы и год. Наблюдения про-
водились, как правило, в течение 6 ч (3 ч до
полудня и 3 ч после полудня), что соответст-
вовало интервалу с 06:00 UT до 12:00 UT.
3. Наблюдения
Буря S-всплесков 23 – 26 мая 2001 г.
Активная область №194 (нумерация актив-
ных областей приводится согласно данным
Пулковского обзора <http//www.gao.spb.ru/
english/database/sd/daily_sun_charts.htm>, с ко-
торой были связаны S-всплески, появилась
на восточной стороне солнечного диска 19 мая.
S-всплески начали регистрироваться только
23 мая. 24 мая активная область пересекла
центральный меридиан. Солнечная активность
в декаметровом диапазоне была сильной
во все время присутствия этой области на
диске Солнца. В это время наблюдались бури
всплесков III типа, всплески IIIb типа, дрей-
фующие пары, спайки. Общее число зарегис-
трированных S-всплесков составило 393. Так
как время наблюдений каждый день было раз-
ным, чтобы сравнивать активность в различные
дни, мы ввели частоту появления S-всплесков.
Она несколько отличается в различные дни
и изменяется в пределах 20 – 40 событий в час
с минимальной частотой появления всплесков
24 мая. В другие дни этой бури наблюдались
только единичные S-всплески.
Буря S-всплесков 13 – 16 июля 2002 г.
Во время этой бури S-всплески были свя-
заны с активной областью №249, которая поя-
вилась на солнечном диске 9 июля. Она пере-
секала центральный меридиан 16 июля и заш-
ла за западную часть лимба 22 июля. Как и
в предыдущем случае, S-всплески наблюда-
лись на фоне повышенной солнечной актив-
ности в декаметровом диапазоне длин волн.
Полное число S-всплесков в течение 13 – 16
июля равнялось 238. Для этой бури частота
появления S-всплесков изменялась от 15
всплесков в час 16 июля (наименьшая часто-
та появления) до 27 всплесков в час 15 июля.
13 и 14 июля; она составила около 20 всплес-
ков в час.
Буря S-всплесков 27 – 30 июля 2002 г.
S-всплески наблюдались в дни, когда ак-
тивная область №260 проходила через диск
Солнца. Она появилась на восточной части
лимба 23 июля и исчезла на западной 3 ав-
густа. Максимальная частота появления
S-всплесков (27 всплесков в час) была зареги-
стрирована 28 июля, в день, когда эта актив-
ная область пересекала центральный мери-
диан. В другие 3 дня частота появления была
всего 5 13÷ всплесков в час. За четыре дня
нами было зарегистрировано только 183
S-всплеска, наименьшее число за три периода
наблюдений.
Из вышесказанного следует, что S-всплес-
ки наблюдались только в те дни, когда актив-
ная область находилась вблизи центрального
меридиана. Исходя из того что они наблюда-
лись только в течение 4 дней, можно прийти
к заключению, что диаграмма направлен-
ности излучения S-всплесков не больше
40 50° ÷ ° в направлении распространения
электронов. Для сравнения напомним, что
диаграмма направленности быстрых всплес-
ков III типа [12], которые также наблюдают-
ся в дни, когда активная область пересекает
центральный меридиан, в несколько раз мень-
ше, не более 12 .°
4. Свойства декаметровых
S-всплесков
На рис. 1 показаны S-всплески, которые
наблюдались на радиотелескопе УТР-2
25 мая 2001 г. Видно, что эти всплески хаоти-
чески расположены на динамическом спектре
на фоне другой декаметровой активности.
Поскольку на такую особенность уже обра-
щали внимание другие авторы (см., например,
[1, 4, 7]), мы пришли к выводу, что она яв-
ляется общим правилом. По нашему мнению,
Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
143Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
присутствие других всплесков в декаметро-
вом диапазоне является необходимым усло-
вием появления S-всплесков, и это должно
учитываться при построении адекватной
модели этих всплесков. Как уже отмечалось
выше, S-всплески – это узкие треки излуче-
ния, у которых наблюдается дрейф от высо-
ких частот к низким частотам. Значения
скоростей дрейфа S-всплесков близки к ско-
ростям дрейфа дрейфующих пар на соответ-
ствующих частотах. Но если у последних
скорость дрейфа постоянна для каждой от-
дельной пары, то у S-всплесков скорость
дрейфа увеличивается с частотой. Этим они
похожи на всплески III типа. В то же время
индивидуальные S-всплески наблюдаются
в относительно узкой полосе частот, а боль-
шинство всплесков III типа регистрируется
во всей полосе частот 10 30÷ МГц.
Измерение параметров S-всплесков прово-
дилось следующим образом. Весь частотный
диапазон 10 30÷ МГц был разбит на пять под-
диапазонов по 4 МГц каждый. Для каждого
из них определялось среднее значение соот-
ветствующего параметра и считалось, что
такое значение имел всплеск на средней час-
тоте соответствующего поддиапазона.
Длительность S-всплесков
Согласно нашим результатам S-всплески –
это всплески с самой короткой длительнос-
тью в декаметровом диапазоне длин волн.
У других всплесков, таких, как всплески III
типа, быстрые всплески III типа, всплески IIIb
типа, дрейфующие пары, всплески типа страя,
всплески II типа, всплески IV типа, дли-
тельность изменяется от 1 c до нескольких
часов [13]. Временной профиль S-всплесков сим-
метричный. На частотах 10 30÷ МГц длитель-
ность всплесков составляет от 0.3 0.4÷ с
во время бури 2001 г. до 0.5 0.7÷ с во время
бурь 2002 г.. Такие длительности S-всплесков
согласуются с данными Эллиса [1]. В распре-
делениях средних значений длительностей по
частоте для каждой бури имеется небольшой
максимум, приходящийся на частоту 20 МГц.
Это отличает их от всплесков III типа, для
которых, как известно [14], длительность об-
ратно пропорциональна частоте.
Частотная ширина S-всплесков
Имеющиеся данные в основном на более
высоких, чем у нас частотах указывают на
то, что мгновенная частотная ширина S-всплес-
ков увеличивается с частотой. Мы детально
рассмотрели этот вопрос не только для каждой
бури, но и для каждого дня, когда регистриро-
валось заметное количество этих всплесков.
Оказалось, что во всех случаях частотная
ширина всплесков растет с частотой прак-
тически линейно. Ее значения не меняются
в течение данной бури на данной частоте,
но имеется небольшое изменение от бури
к буре, что видно на рис. 2. Наклон кривых
для всех бурь приблизительно одинаков и
изменяется в узких пределах от 0.017 для бури
2001 г. до 0.022 для бурь 2002 г., т. е.
0.017 0.022.f fΔ = ÷ (1)
По-видимому, относительная частотная ши-
рина S-всплесков является величиной, кото-
рая характеризует данную бурю.
Скорости частотного дрейфа
S-всплесков
Мы проанализировали изменения скоростей
частотного дрейфа всплесков в зависимости
от частоты, дня наблюдения и бури. Оказа-
лось, что скорость дрейфа зависит от часто-
Рис. 1. Буря S-всплесков
В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, A. Лекашо, A. С. Лонская
144 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
ты для разных бурь S-всплесков практически
одинаково (рис. 3). Для каждой из бурь мы
аппроксимировали получившиеся зависимос-
ти формулой
d d ,f t Сf α= − (2)
где C и α – постоянные, значения которых
приведены в таблице. Видно, что показатель
степени α заключен в пределах 1.2 1.4÷
и немного отличается от показателя степени
в формуле Макконнелла [4]:
3 1.6d d 6.5 10 .f t f−= − ⋅ ⋅ (3)
Отличие в коэффициенте C более значи-
тельное, в 2 4÷ раза. Тем не менее кривые,
полученные нами, хорошо согласуются с за-
висимостью (3) Макконнелла, продолженной
в область частот 10 30÷ МГц из области
более высоких частот. На рис. 3 показана
также эмпирическая зависимость Алвареца и
Хэддока для всплесков III типа [15], более
крутая, чем для S-всплесков. Видно, что ско-
рости дрейфа S-всплесков отличаются от ско-
ростей дрейфа всплесков III типа в 2 4÷ раза.
Это означает, что в предположении плазмен-
ного механизма излучения S-всплесков линей-
ная скорость их источников во столько же раз
меньше линейной скорости источников всплес-
ков III типа, которая обычно принимается рав-
ной (0.2 0.3) .c÷ То есть источники S-всплес-
ков движутся со скоростями равными прибли-
зительно (5 9) .Tev÷
Рис. 2. Зависимость мгновенной частотной
полосы S-всплесков от частоты для разных бурь
2001–2002 гг.: кривая 1 – 23–26 мая 2001 г., кри-
вая 2 – 13–16 июля 2002 г.; кривая 3 – 27–30 июля
2002 г.
Рис. 3. Зависимости скорости дрейфа S-всплесков
от частоты для различных бурь: кривая 1 – 23–26
мая 2001 г., кривая 2 – 13–16 июля 2002 г.; кривая
3 – 27–30 июля 2002 г.; кривая 4 – зависимость
Макконнелла, рассчитанная по формуле (2); кри-
вая 5 – эмпирическая зависимость Алвареца и Хэд-
дока [15]
Таблица. Параметры зависимости (2) для различ-
ных бурь
23 – 26 мая 2001 г. 0.013 1.4 0.1
13 – 16 июля 2002 г. 0.014 1.34 0.07
27 – 30 июля 2002 г. 0.026 1.17 0.05
Бури C, МГц/с Погреш-
ность
α
Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
145Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
Потоки S-всплесков
Среди всплесков, наблюдаемых в декамет-
ровом диапазоне, S-всплески имеют наимень-
шие потоки. Их значения в подавляющем боль-
шинстве случаев не превышают 20 с. е. п., хотя
для отдельных всплесков могут доходить
до 100 с. е. п. Распределения всплесков по пото-
кам не зависят от дня наблюдения и бури. Наши
попытки найти какую-либо определенную зави-
симость от частоты оказались безуспешными.
Для некоторых дней на всех частотах поток
всплесков практически одинаков, в другие дни
он растет с частотой или уменьшается. Мы не
нашли также какой-либо связи потока с положе-
нием активной области на диске Солнца.
Для получения яркостной температуры излу-
чения оценим размер источников излучения
всплесков исходя из наблюдаемой их длитель-
ности tΔ и скорости источников излучения .sv
Принимая 0.5tΔ = c и 9(3 5) 10sv = ÷ ⋅ см/с,
получаем характерный размер источника
9(1 3) 10l = ÷ ⋅ см. Тогда для яркостной темпера-
туры излучения 2
эфф (2 )T S k= λ Ω (S – поток,
λ – длина волны, k – постоянная Больцмана,
Ω – телесный угол) получаем значение
11 12
эфф 10 10 КT = ÷ для частотного диапазона
10 30÷ МГц.
Полоса частот S-всплесков
Полоса частот, в которой наблюдается от-
дельный S-всплеск, ограничена несколькими
мегагерцами, в отличие от всплесков III типа,
которые регистрируются в полосе частот иног-
да в сотни мегагерц. Интересной особен-
ностью является то, что среднее значение поло-
сы в течение первых двух дней бурь 2001 г.
и 2002 г. (13 – 16 июля) было около 4 и 3 МГц
соответственно и только 2 МГц в другие два
дня каждой бури. Для бури 27–30 июля 2002 г.
средняя полоса частот в первые три дня была
2 МГц, а в последний день 30 июля больше
3 МГц.
Диапазон изменения полосы частот
S-всплесков для каждой бури в основном сос-
тавляет 6 7÷ МГц, хотя в редких случаях
доходит до 12 МГц. Ограниченность полосы
частот, в которой регистрируются S-всплески,
по-видимому, связана с ограниченностью вы-
сот, на которых имеются условия для генера-
ции этих всплесков.
Появление S-всплесков
на разных частотах
Мы рассмотрели также вопрос, на каких
частотах S-всплески появляются наиболее
часто. В диапазоне частот 10 30÷ МГц наи-
большее число всплесков наблюдается на
частотах 24 25÷ МГц, в полученных расп-
ределениях достаточно четко выделяется мак-
симум (рис. 4). Затем число зарегистрирован-
ных всплесков быстро спадает с уменьшением
или увеличением частоты. Это справедливо
для всех трех бурь. То есть можно утверж-
Рис. 4. Появление S-всплесков на различных часто-
тах во время бурь 2002 г. (а), (б) и бури 2001 г. (в)
В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, A. Лекашо, A. С. Лонская
146 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
дать, что S-всплески – это преимущественно
декаметровое явление.
5. Обсуждение
Как было сказано во Введении, имеются
определенные трудности при интерпретации
свойств S-всплесков в рамках предложенных
моделей [8, 9].
Как видно из сравнения функциональных
зависимостей скоростей дрейфа, длительнос-
тей и мгновенной частотной ширины S-всплес-
ков и дрейфующих пар [16], они не могут рас-
сматриваться в качестве подвидов одного типа
всплесков, как предполагал Мелроуз [8]. Дли-
тельности компонентов дрейфующих пар рав-
ны 1.5 2÷ с, что в несколько раз больше, чем
длительность S-всплесков. Скорость дрейфа
одиночного S-всплеска зависит от частоты,
в то время как у одиночной дрейфующей пары
скорость дрейфа постоянна. Более того, функ-
циональные зависимости скорости дрейфа от
частоты для этих всплесков различны – они
более крутые у дрейфующих пар [16], чем
у S-всплесков.
Что касается теории, предложенной Зай-
цевым и Злотник [9] для объяснения S-всплес-
ков в метровом диапазоне длин волн, то она
дает завышенные значения магнитного поля
и размеров неоднородности на высотах,
соответствующих генерации излучения
S-всплесков на частотах 10 30÷ МГц. Так,
согласно работе [9] для S-всплесков с цент-
ральной частотой 20 МГц, шириной полосы
отдельного всплеска 4 12÷ МГц и скорос-
тями дрейфа 0.6 МГц/с магнитное поле в
месте генерации имеет значение 2 5÷ Гс,
а размеры неоднородности – (4 8)R÷ (R –
радиус Солнца). Такие значения представ-
ляются сильно завышенными. Кроме того, за-
висимость скорости дрейфа от частоты в этой
модели является намного более пологой, чем
получается из наблюдательных данных для
S-всплесков.
По нашему мнению, необходимо пост-
роить новую теорию, которая объясняла бы
непротиворечивым образом основные свойства
S-всплесков. Наиболее важные из них сле-
дующие:
– все S-всплески наблюдаются на фоне
повышенной активности Солнца в декаметро-
вом диапазоне длин волн, такой, как всплески
III типа, всплески IIIb и др.;
– линейная скорость источников излучения
S-всплесков равна (5 9) ;Tev÷
– мгновенная частотная полоса S-всплес-
ков увеличивается линейно с частотой.
Из того что S-всплески наблюдаются во
время повышенной активности, следует, что
источники их излучения движутся через плаз-
му с высоким уровнем ленгмюровской тур-
булентности, о наличии которой свидетельст-
вует присутствие всплесков III типа, всплес-
ков IIIb типа, дрейфующих пар и др. Скорость
источников должна быть по какой-то причи-
не определенной (все S-всплески имеют при-
близительно одинаковую скорость дрейфа как
для разных бурь, так и в разные дни бури)
и равной (5 9) .Tev÷ Необходима также ес-
тественная интерпретация того, что мгно-
венная частотная полоса S-всплесков изме-
няется в пределах 0.3 0.6÷ МГц и растет
линейно с частотой.
Мы считаем, что этим требованиям удов-
летворяет модель, в которой источником этих
всплесков являются потоки частиц, электро-
нов или протонов, которые движутся со ско-
ростями (5 9) Tev÷ через плазму с развитой
ленгмюровской турбулентностью. При таких
скоростях частицы могут возбуждать магни-
тозвуковые волны, у которых фазовые и груп-
повые скорости равны скорости частиц. В этом
случае равенство скорости частиц и фазовой
скорости волн (черенковский резонанс) обес-
печивает (при наличии положительной произ-
водной у функции распределения частиц)
условия генерации таких магнитозвуковых
волн. А равенство скорости частиц и группо-
вой скорости магнитозвуковой волны обеспе-
чивает более длительное взаимодействие
частиц и волны, что дает возможность пере-
дать от частицы к волне большее количество
энергии. При слиянии этих волн с фоновыми
волнами ленгмюровской турбулентности об-
разуются поперечные волны, которые и регист-
рируются как S-всплески.
Из уравнения дисперсии для быстрых маг-
нито-звуковых волн
Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
147Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
2 2
2 2 2 ,Be
pe
k c
k c
ωω =
ω +
(4)
где peω – плазменная частота, Beω – элект-
ронная циклотронная частота, k – волновое
число магнитозвуковых волн, получаем для
волн, у которых фазовая скорость равна груп-
повой скорости, выражение
2
Be
ф гр
pe
v v сω= =
ω
(5)
Тогда скорость частиц, которые будут на-
ходиться в черенковском резонансе с этими
волнами, равна .
2
Be
ч ф
pe
v v сω= =
ω
Как мы уви-
дим ниже, эта скорость будет близка к тре-
буемой. Быстрые магнитозвуковые волны m,
которые генерируются этими частицами, сли-
ваясь с ленгмюровскими волнами l фоновой
турбулентности, в процессах l m t+ = обра-
зуют поперечные электромагнитные волны t.
Их частота равна 2,вг Beω + ω где
2 21 ( )
2вг pe Be
⎛ω = ω + ω +⎜⎝
1 2
2 2 2 2 2 21 ( ) 4 cos
2 pe Be pe Be
⎞+ ω + ω − ω ω θ ⎟⎠
– (6)
верхняя гибридная частота [17]. В выражении
(6) θ – угол между вектором магнитного поля
B и волновым вектором ленгмюровской вол-
ны .lk Можно предположить, что в месте ге-
нерации S-всплесков ленгмюровские волны фо-
новой турбулентности имеют широкое угловое
распределение, а следовательно, волны с раз-
личными направлениями волнового вектора lk
могут принимать участие в процессах .l m t+ =
Как результат частоты электромагнитных
волн будут заключены в полосе частот
2
2
0 0( ) (0) sin ,
2
Be
вг вг
pe
ωΔω = ω θ − ω = θ
ω
где 0θ –
угловая ширина спектра ленгмюровских волн.
Для относительной частотной ширины тог-
да имеем выражение
2
2
02 sin ,
2
Be
pe
f
f
ωΔ = θ
ω
(7)
которое определяется отношением квадратов
электронной циклотронной частоты и плазмен-
ной частоты, а также зависит от угловой ши-
рины фоновой ленгмюровской турбулентности.
Выражение (7) получено в предположении
,pe Beω ω которое справедливо для короны.
Из сравнения выражений (7) и (1) имеем
0sin 0.17 0.22.Be
pe
ω θ = ÷
ω
(8)
Из этого равенства можно сделать оценку
значения величины магнитного поля в месте
генерации S-всплесков при известной угловой
ширине фоновой ленгмюровской турбулент-
ности. Нами, как и другими авторами, отме-
чалось, что S-всплески наблюдаются на фоне
большого числа других всплесков. В условиях
солнечной короны механизмом их генерации
является плазменный механизм. Согласно ему
пучки частиц, ответственные за эти всплески,
возбуждают в плазме ленгмюровскую турбу-
лентность высокого уровня. Ленгмюровские
волны, взаимодействуя с частицами плазмы
и другими волнами плазмы, трансформируют-
ся в поперечные волны, которые и регистри-
руются как всплески того или другого типов.
После прохождения быстрых частиц часть
волн остается в данном месте корональной
плазмы (см., например, Контарь [18]). Если
вначале эти волны были существенно анизот-
ропными – их волновые вектора в основном
были заключены в телесном угле равном 20°
(угол разлета быстрых электронов [19]) вдоль
направления распространения быстрых час-
тиц, то после ухода быстрых частиц, в про-
цессах рассеяния ленгмюровских волн на теп-
ловых частицах плазмы, они частично изот-
ропизуются. Из (7) получаем, что магнитное
В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, A. Лекашо, A. С. Лонская
148 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
поле заключено в пределах от 1.8 Гс при зна-
чительной изотропизации ленгмюровских волн
0( 90 )θ = ° до 5 Гс в отсутствии таковой
0( 20 ).θ = ° В случае частичной изотропизации
0( 50 60 )θ ≈ ° ÷ ° магнитное поле принимает
значение 2 Гс. Эти значения магнитного поля
получены для гелиовысот, на которых про-
исходит излучение с частотой 25 МГц. Для
бóльших высот значение магнитного поля,
даваемое формулой (8), убывает. Предпо-
лагая, что угловая ширина незначительно
меняется на гелиовысотах, соответствую-
щих частотам 10 30÷ МГц, получаем, что
отношение Be peω ω остается практически
неизменным на этих высотах. А это озна-
чает, что отношение плотности энергии маг-
нитного поля к плотности кинетической энергии
плазмы, 2 8 ,B nkTπ постоянно и равно прибли-
зительно 50. Что касается линейной скорости
источников S-всплесков, то, как следует из (5),
требуемое значение (5 9) Tev÷ получается в
случае, если магнитное поле в месте, откуда
происходит излучение на частоте 25 МГц,
равно 2 Гс, т. е. реализуется ситуация частич-
ной изотропизации фоновой ленгмюровской тур-
булентности.
Заключение
Исследование свойств S-всплесков на час-
тотах 10 30÷ МГц показало, что эти всплески
наблюдались на фоне повышенной споради-
ческой активности Солнца в декаметровом
диапазоне длин волн. Они регистрировались
в течение 4 дней, когда активная область нахо-
дилась вблизи центрального меридиана. Дли-
тельности S-всплесков изменялись в пределах
0.3 0.6÷ с, что согласуется с первыми резуль-
татами Эллиса [1]. Скорости дрейфа S-всплес-
ков изменялись от приблизительно 0.5 МГц/с
на частоте 10 МГц до 1.5 МГц/с на частоте
30 МГц. Функциональная зависимость ско-
рости дрейфа от частоты – степенная с пока-
зателем степени 1.2 1.4÷ и близка к полу-
ченной в работе [4] Макконнеллом. Мы под-
твердили также вывод Макконнела о том,
что скорость дрейфа S-всплесков в 2 4÷ раза
меньше скорости дрейфа всплесков III типа
на тех же частотах наблюдения. Это указывает
на то, что источники S-всплесков имеют ли-
нейные скорости равные (5 9) .Tev÷ Нами впер-
вые было обращено внимание на то, что мгно-
венная частотная ширина всплесков линейно
растет с частотой и изменяется в интервале
0.3 0.7÷ МГц на декаметровых волнах. От-
дельные всплески имели полосу частот, в кото-
рой наблюдаются, равную в среднем 3 4÷ МГц,
хотя были случаи, когда эта полоса достигала
12 МГц. По-видимому, при пересечении ак-
тивной областью центрального меридиана
среднее значение полосы частот S-всплесков
претерпевает скачок в 1 2÷ МГц. Максималь-
ное число всплесков наблюдалось на часто-
тах 24 25÷ МГц с уменьшением числа всплес-
ков в область бóльших и меньших частот. Мак-
симальные потоки S-всплесков не превышали
значения 100 с. е. п., а среднее значение пото-
ков – 40 с. е. п.
Вслед за многими авторами мы считаем,
что излучение S-всплесков происходит на час-
тоте близкой к местной плазменной частоте.
Нами предложена модель генерации S-всплес-
ков, основанная на слиянии быстрых магнито-
звуковых волн (с законом дисперсии (4)) с ленг-
мюровскими волнами. Первые возбуждаются
частицами со скоростями (5 9) ,Tev÷ равными
фазовой и групповой скоростям быстрых маг-
нитозвуковых волн. Ленгмюровские волны –
это волны фоновой ленгмюровской турбулент-
ности, которая остается после прохождения
быстрых частиц, обеспечивающих посредством
плазменного механизма генерацию различных
типов спорадического радиоизлучения, регист-
рируемого во время наблюдения S-всплесков.
Предполагая, что фоновая ленгмюровская тур-
булентность частично изотропна, мы находим
значение магнитного поля в месте генерации
этих всплесков, которое равно 2 Гс. Такое
значение поля является необходимым для
получения требуемых значений линейной ско-
рости частиц, генерирующих быстрые магни-
тозвуковые волны. Таким образом, в рамках
данной модели удается объяснить отдельные
свойства S-всплесков, а по наблюдаемым зна-
чениям частотной полосы и скорости дрейфа
можно определять магнитное поле и угловой
спектр фоновой ленгмюровской турбулент-
ности на высотах (1.5 3)R .÷
Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн
149Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
Работа была выполнена частично в рам-
ках INTAS-проекта 03-5727. В. Н. Мельник
и А. А. Коноваленко выражают признатель-
ность Институту космических исследований
(г. Грац, Австрия) за оказанное гостеприимство
во время их пребывания в г. Грац.
Литература
1. Ellis G. R. A. Fine structure in the spectra of solar radio
bursts // Aust. J. Phys. – 1969. – Vol. 22. – P.177-188.
2. McConnell D. Fine spectral structure of solar radio
storms // Astron. Soc. Aust. Proc. – 1980. – Vol. 4,
Issue 1. – P. 64-67.
3. McConnell D., Ellis G. R. A. Fine structure in fast drift
storm bursts // Sol. Phys. –1981. – Vol. 69. – P. 161-168.
4. McConnell D. Spectral characteristics of solar
S bursts. // Sol. Phys. – 1982. – Vol. 78. – P. 253-269.
5. Barrow C. H., Zarka P., Aubier M. G. Fine structures in
solar radio emission at decametre wavelengths // As-
tron. Astrophys. – 1994. – Vol. 286, Issue 2. – P. 597-606.
6. Briand C., Zaslavsky A., Maksimovic M., Zarka P.,
Lecacheux A., Rucker H. O., Konovalenko A. A.,
Abranin E. P., Dorovsky V. V., Stanislavsky A. A.,
Melnik V. N. Faint solar radio structures from deca-
metric observations // Astron. Astrophys. – 2008. –
Vol. 490, Issue 1. – P. 339-344.
7. Dorovskyy V. V., Mel’nik V. N., Konovalenko A. A.,
Rucker H. O., Abranin E. P., Lecacheux A. Observa-
tions of solar S-bursts at the decameter wavelengths.
In Planetary Radio Emissions VI / Ed. by H. O. Rucker,
W. S. Kurth and G. Mann. –Vienna: Austrian Acade-
my of Sciences Press, 2006. – P. 383-390.
8. Melrose D. B. Fine structures in Decametric noise
storms: possible mechanisms // Solar Radio Storms.
Proc. Committee of European Solar Radio Astrono-
mers Workshop 4. – Duino (Italy). – 1982. – P. 182-218.
9. Зайцев В. В., Злотник Е. Я. Механизм генерации
солнечных s-всплесков // Письма в астрономичес-
кий журнал. – 1986. – Т. 12. – С. 311-317.
10. Takakura T., Yousef S. Type IIIb radio bursts –
80 MHz source position and theoretical model // Sol.
Phys. – 1975. – Vol. 40. – P. 421-438.
11. Kleewein P., Rosolen C., Lecacheux A. New digital
spectrometers for ground based decameter radio as-
tronomy. In Planetary Radio Emissions IV / Ed. by
H. O. Rucker, S. J. Bauer, A. Lecacheux. – Vienna: Aus-
trian Academy of Sciences Press, 1997. – P. 349-358.
12. Melnik V. N., Konovalenko A. A., Rucker H. O.,
Rutkevych B. P., Dorovskyy V. V., Abranin E. P.,
Brazhenko A. I., Stanislavskii A. A., Lecacheux A.
Decameter Type III-Like Bursts // Sol. Phys. – 2008. –
Vol. 250. – P. 133–145.
13. Melnik V. N., Rucker H. O., Konovalenko A. A., Doro-
vskyy V. V., Abranin E. P., Brazhenko A. I., Stanislav-
skyy A. A. Solar Type IV bursts at frequencies 10 30÷
MHz. In Solar Physics Research and Trend. – New
York: Nova Publishers, 2008. – P. 287-325.
14. Suzuki S., Dulk G. A. Bursts of Type III and Type V.
In Solar radiophysics: Studies of emission from the
Sun at metre wavelengths. – Cambridge and New York:
Cambridge University Press, 1985. – P. 289-332.
15. Alvarez H., Haddock F. T. Solar wind density model
from km–wave Type III bursts // Sol. Phys. – 1973. –
Vol. 29. – P. 197-209.
16. Melnik V. N., Konovalenko A. A., Dorovskyy V. V.,
Rucker H. O., Abranin, E. P., Lisachenko, V. N., Leca-
cheux A. Solar Drift Pair Bursts in the Decameter
Range // Sol. Phys. – 2005. – Vol. 231, Issue 1–2. –
P. 143-155.
17. Ахиезер А. И., Ахиезер И. А., Половин Р. В., Си-
тенко А. Г., Степанов К. Н. Электродинамика
плазмы. – М.: Наука,1974. – 719 с.
18. Kontar E. P. Dynamics of electron beams in the inho-
mogeneous solar corona plasma. // Sol. Phys. – 2001. –
Vol. 202, Issue 1. – P. 131–149.
19. Зайцев В. В. О квазиодномерности спектра плазмен-
ных волн в источниках радиовсплесков III типа // Ас-
трономический журнал. – 1974. – Т. 51. – С. 801-812.
Сонячні S-сплески в декаметровому
діапазоні довжин хвиль
В. М. Мельник, О. О. Kоноваленко,
Х. О. Рукер, В. В. Доровський,
Е. П. Абранін , A. Лекашо, A. С. Лонська
Досліджуються властивості S-сплесків, що
спостерігалися в діапазоні частот 10 30÷ МГц
на радіотелескопі УТР-2 у 2001 – 2002 рр. Для
аналізу були обрані три бурі таких сплесків, які
сталися 23 – 26 травня 2001 р., 13 – 16 липня
2002 р. та 27 – 30 липня 2002 р. Усього у ці дні
було зареєстровано понад 800 сплесків. Сплески
завжди спостерігалися на тлі підвищеної соняч-
ної активності в декаметровому діапазоні дов-
жин хвиль, такої, як звичайні сплески III та IIIb
типу, швидкі сплески III типу, дрейфуючі пари,
спайки. S-сплески спостерігалися у дні, коли
активна область, з якою вони пов’язані, перебу-
вала поблизу центрального меридіана. Тривалість
сплесків упродовж однієї бурі залишалася прак-
тично незмінною – 0.3 с під час бурі 2001 р.
та 0.4 0.6÷ с під час бурь 2002 р. Було знайде-
В. Н. Мельник, A. A. Kоноваленко, Х. О. Рукер, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, A. Лекашо, A. С. Лонская
150 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
но, що миттєва частотна ширина зростає
з частотою практично лінійно. Швидкість дрей-
фу S-сплесків змінюється з частотою за зако-
ном, близьким до знайденого Макконнеллом для
сплесків на вищих частотах. Запропоновано
модель генерації S-сплесків, яка грунтується
на припущенні, що ці сплески генеруються
за рахунок злиття ленгмюрівських хвиль зі швид-
кими магнітозвуковими хвилями, фазові та гру-
пові швидкості яких однакові.
Solar S-Bursts at Decameter Wavelengths
V. N. Melnik, A. A. Konovalenko,
H. O. Rucker, V. V. Dorovskyy,
E. P. Abranin , A. Lecacheux,
and A. S. Lonska
The properties of solar S-bursts observed within
10 to 30 MHz at the UTR-2 radio telescope
in 2001 – 2002 are studied. Three storms of these
bursts occurred on May 23 – 26, 2001, July 13 – 16
and July 27 – 30, 2002 were chosen for a detailed
analysis. More than 800 S-bursts were recorded
during the days of these storms. All bursts were
always observed against the background of other
solar radio activity such as Type III and IIIb bursts,
Type III-like bursts, drift pairs and spikes. S-bursts
storms occurred in the days when the related
active region was located near the central meri-
dian. The durations of S-bursts were constant du-
ring one storm and equal to about 0.3 s for the
2001 storm and 0.4 to 0.6 s for the 2002 storms.
It was found that the instantaneous frequency
width of S-bursts increased with frequency sen-
sibly linearly. The frequency drift rate of S-bursts
changes with frequency according to the McCo-
nnell’s dependence derived for higher frequen-
cies. We propose the model of S-bursts based on
assumption that they are generated due to the
confluence of Langmuir waves with fast magne-
tosonic waves whose phase and group velocities
are equal.
|
| id | nasplib_isofts_kiev_ua-123456789-60087 |
| institution | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| issn | 1027-9636 |
| language | Russian |
| last_indexed | 2025-12-07T15:19:55Z |
| publishDate | 2010 |
| publisher | Радіоастрономічний інститут НАН України |
| record_format | dspace |
| spelling | Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. Лонская, А.С. 2014-04-11T13:48:10Z 2014-04-11T13:48:10Z 2010 Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн / В.Н. Мельник, A.A. Kоноваленко, Х.О. Рукер, В.В. Доровский, Э.П. Абранин, A. Лекашо, A.С. Лонская // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 1. — С. 140–150. — Бібліогр.: 19 назв. — рос. 1027-9636 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60087 523.985.7-77 Исследуются свойства S-всплесков, которые наблюдались в диапазоне частот 10 ÷30 МГц на радиотелескопе УТР-2 в 2001 – 2002 гг. Для анализа были выбраны три бури таких всплесков, которые произошли 23 – 26 мая 2001 г., 13 – 16 июля и 27 – 30 июля 2002 г. Всего за эти дни было зарегистрировано более 800 всплесков. Всплески наблюдались всегда на фоне повышенной солнечной активности в декаметровом диапазоне длин волн. Это были обычные всплески III и IIIb типа, быстрые всплески III типа, дрейфующие пары, спайки. S-всплески наблюдались в дни, когда активная область, с которой они связаны, находилась вблизи центрального меридиана. Длительности всплесков в течение каждой бури оставались практически неизменными – 0.3 с во время бури 2001 г. и 0.4 ÷ 0.6 с во время бурь 2002 г. Было обнаружено, что мгновенная частотная ширина увеличивается с частотой практически линейно. Скорость дрейфа S-всплесков изменяется с частотой по закону, близкому к найденному Макконнеллом для всплесков на более высоких частотах. Предложена модель генерации S-всплесков, основанная на предположении, что эти всплески генерируются за счет слияния ленгмюровских волн с быстрыми магнитозвуковыми волнами, фазовые и групповые скорости которых равны. Досліджуються властивості S-сплесків, що спостерігалися в діапазоні частот 10 ÷30 МГц на радіотелескопі УТР-2 у 2001 – 2002 рр. Для аналізу були обрані три бурі таких сплесків, які сталися 23 – 26 травня 2001 р., 13 – 16 липня 2002 р. та 27 – 30 липня 2002 р. Усього у ці дні було зареєстровано понад 800 сплесків. Сплески завжди спостерігалися на тлі підвищеної сонячної активності в декаметровому діапазоні довжин хвиль, такої, як звичайні сплески III та IIIb типу, швидкі сплески III типу, дрейфуючі пари, спайки. S-сплески спостерігалися у дні, коли активна область, з якою вони пов’язані, перебувала поблизу центрального меридіана. Тривалість сплесків упродовж однієї бурі залишалася практично незмінною – 0.3 с під час бурі 2001 р. та 0.4 ÷ 0.6 с під час бурь 2002 р. Було знайдено, що миттєва частотна ширина зростає з частотою практично лінійно. Швидкість дрейфу S-сплесків змінюється з частотою за законом, близьким до знайденого Макконнеллом для сплесків на вищих частотах. Запропоновано модель генерації S-сплесків, яка грунтується на припущенні, що ці сплески генеруються за рахунок злиття ленгмюрівських хвиль зі швидкими магнітозвуковими хвилями, фазові та групові швидкості яких однакові. The properties of solar S-bursts observed within 10 to 30 MHz at the UTR-2 radio telescope in 2001 – 2002 are studied. Three storms of these bursts occurred on May 23 – 26, 2001, July 13 – 16 and July 27 – 30, 2002 were chosen for a detailed analysis. More than 800 S-bursts were recorded during the days of these storms. All bursts were always observed against the background of other solar radio activity such as Type III and IIIb bursts, Type III-like bursts, drift pairs and spikes. S-bursts storms occurred in the days when the related active region was located near the central meridian. The durations of S-bursts were constant during one storm and equal to about 0.3 s for the 2001 storm and 0.4 to 0.6 s for the 2002 storms. It was found that the instantaneous frequency width of S-bursts increased with frequency sensibly linearly. The frequency drift rate of S-bursts changes with frequency according to the McConnell’s dependence derived for higher frequencies. We propose the model of S-bursts based on assumption that they are generated due to the confluence of Langmuir waves with fast magnetosonic waves whose phase and group velocities are equal. ru Радіоастрономічний інститут НАН України Радиофизика и радиоастрономия Радиоастрономия и астрофизика Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн Сонячні S-сплески в декаметровому діапазоні довжин хвиль Solar S-Bursts at Decameter Wavelengths Article published earlier |
| spellingShingle | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. Лонская, А.С. Радиоастрономия и астрофизика |
| title | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_alt | Сонячні S-сплески в декаметровому діапазоні довжин хвиль Solar S-Bursts at Decameter Wavelengths |
| title_full | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_fullStr | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_full_unstemmed | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_short | Солнечные S-всплески в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_sort | солнечные s-всплески в декаметровом диапазоне длин волн |
| topic | Радиоастрономия и астрофизика |
| topic_facet | Радиоастрономия и астрофизика |
| url | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60087 |
| work_keys_str_mv | AT melʹnikvn solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT konovalenkoaa solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT rukerho solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT dorovskiivv solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT abraninép solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT lekašoa solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT lonskaâas solnečnyesvspleskivdekametrovomdiapazonedlinvoln AT melʹnikvn sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT konovalenkoaa sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT rukerho sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT dorovskiivv sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT abraninép sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT lekašoa sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT lonskaâas sonâčnísspleskivdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT melʹnikvn solarsburstsatdecameterwavelengths AT konovalenkoaa solarsburstsatdecameterwavelengths AT rukerho solarsburstsatdecameterwavelengths AT dorovskiivv solarsburstsatdecameterwavelengths AT abraninép solarsburstsatdecameterwavelengths AT lekašoa solarsburstsatdecameterwavelengths AT lonskaâas solarsburstsatdecameterwavelengths |