Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах
Приведены результаты первых наблюдений солнечных U- и J-всплесков на радиотелескопе УТР-2 в декаметровом диапазоне длин волн в 2003–2004 гг. За указанный период было зарегистрировано более 50 J-всплесков и только 7 U-всплесков. Это первый случай наземного наблюдения U-всплесков с частотами поворот...
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/123456789/60088 |
| 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 U- и J-всплески на декаметровых волнах / В.В. Доровский, В.Н. Мельник, A.A. Коноваленко, Х.О. Рукер, Э.П. Абранин, A. Лекашо // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 1. — С. 5–14. — Бібліогр.: 16 назв. — рос. |
Репозитарії
Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine| _version_ | 1859955845314379776 |
|---|---|
| author | Доровский, В.В. Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Абранин, Э.П. Лекашо, А. |
| author_facet | Доровский, В.В. Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Абранин, Э.П. Лекашо, А. |
| citation_txt | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах / В.В. Доровский, В.Н. Мельник, A.A. Коноваленко, Х.О. Рукер, Э.П. Абранин, A. Лекашо // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 1. — С. 5–14. — Бібліогр.: 16 назв. — рос. |
| collection | DSpace DC |
| container_title | Радиофизика и радиоастрономия |
| description | Приведены результаты первых наблюдений солнечных U- и J-всплесков на радиотелескопе УТР-2 в декаметровом диапазоне длин волн в 2003–2004 гг. За указанный период было
зарегистрировано более 50 J-всплесков и только 7 U-всплесков. Это первый случай наземного наблюдения U-всплесков с частотами поворота в диапазоне между 10 и 25 МГц. Обнаружена гармоническая структура J-всплесков в виде Jb–J пар, аналогичных парам всплесков IIIb–III типа. Среднее отношение частот гармоник оказалось равным 1.8. Зарегистрирована группа J-всплесков с необычной скоростью дрейфа частот поворота(TFD) –2 кГц/с, что
соответствует скорости подъема корональной арки около 60 км/с. Арки с такой скоростью
подъема были обнаружены также коронографом SOHO/LASCO в видимом свете. Приведены
динамические спектры необычныхU- иJ-всплесков. По динамическому спектру U-всплеска
с хорошо развитыми восходящей и нисходящей ветвями построена упрощенная модель корональной арки в виде полуокружности. На основании этой модели найдены линейная скорость
перемещения источника вдоль магнитной арки, высота точки поворота в короне, геометрические размеры арки.
Наводяться результати перших спостережень сонячних U- та J-сплесків на радіотелескопі УТР-2 у декаметровому діапазоні довжин
хвиль у 2003–2004 рр. За вказаний період було
зареєстровано понад 50 J-сплесків і лише 7
U-сплесків. Це перший випадок наземного спостереження U-сплесків з частотами повороту
в діапазоні між 10 та25 МГц. Вперше зареєстрована гармонічна структура J-сплесків
у вигляді Jb–J пар, аналогічних парам сплесків IIIb–III типу. Середнє відношення частот
гармонік виявилось рівним 1.8. Зареєстрована група J-сплесків з незвичайною швидкістю дрейфу частот повороту (TFD) –2 кГц/с,
що відповідає швидкості підйому корональної
арки близько 60 км/с. Арки з такою швидкістю підйому були зареєстровані також коронографом SOHO/LASCO у видимому світлі.
Наведено динамічні спектри незвичайних
U- та J-сплесків. За динамічним спектром
U-сплеску з добре розвиненими прямою та
зворотною гілками була побудована спрощена модель корональної арки у вигляді півкола.
На основі цієї моделі знайдені лінійна швидкість
переміщення джерела уздовж магнітної арки,
висота точки повороту в короні, геометричні
розміри арки.
The first solar U- and J-bursts observed with
the UTR-2 radiotelescope at the decameter wavelengths in 2003–2004 are reported. During that
period more than 50 J-bursts and only 7 U-bursts
were recorded. It is the first case of ground
based observations of J- and U-bursts with turning frequencies ranging between 10 and 25 MHz.
The harmonic structure of J-bursts in the form of
Jb–J pairs similar to well known Type IIIb–III
pairs was first found. The mean harmonic ratio
appeared to be 1.8. Also a group of J-bursts with
unusual Turning Frequency Drift (TFD) of –2 kHz/s
was detected. Such TFD corresponds to the coronal loop elevation velocity of about 60 km/s. Coronal loops with similar elevation velocities were
also detected by SOHO/LASCO coronagraph
in white light. The dynamic spectra of unusual
U- and J-bursts are shown. Simplified model of
the coronal loop in the form of semi-circle was
created on the base of the U-burst dynamic spectrum and the Newkirk coronal density model. With
this loop model the linear velocity of the source
along the loop, the height of the turning frequency point and the geometrical size of the loop
were calculated.
|
| first_indexed | 2025-12-07T16:19:07Z |
| format | Article |
| fulltext |
Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1, с. 5-14
© В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер, Э. П. Абранин, A. Лекашо, 2010
УДК 523.985.7-77
Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах
В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер1,
Э. П. Абранин , A. Лекашо2
Радиоастрономический институт НАН Украины,
ул. Краснознаменная, 4, г. Харьков, 61002, Украина
E-mail: dorovsky@ri.kharkov.ua
1Институт космических исследований,
Грац, Шмидльштрассе, 6, Австрия
2Париж-Мейдон обсерватория,
Париж, CNRS UMR 8644, Франция
Статья поступила в редакцию 31 марта 2009 г.
Приведены результаты первых наблюдений солнечных U- и J-всплесков на радиотелеско-
пе УТР-2 в декаметровом диапазоне длин волн в 2003–2004 гг. За указанный период было
зарегистрировано более 50 J-всплесков и только 7 U-всплесков. Это первый случай назем-
ного наблюдения U-всплесков с частотами поворота в диапазоне между 10 и 25 МГц. Об-
наружена гармоническая структура J-всплесков в виде Jb–J пар, аналогичных парам всплес-
ков IIIb–III типа. Среднее отношение частот гармоник оказалось равным 1.8. Зарегистриро-
вана группа J-всплесков с необычной скоростью дрейфа частот поворота (TFD) –2 кГц/с, что
соответствует скорости подъема корональной арки около 60 км/с. Арки с такой скоростью
подъема были обнаружены также коронографом SOHO/LASCO в видимом свете. Приведены
динамические спектры необычных U- и J-всплесков. По динамическому спектру U-всплеска
с хорошо развитыми восходящей и нисходящей ветвями построена упрощенная модель коро-
нальной арки в виде полуокружности. На основании этой модели найдены линейная скорость
перемещения источника вдоль магнитной арки, высота точки поворота в короне, геометричес-
кие размеры арки.
Введение
Так называемые солнечные всплески U-типа
(U-всплески) получили свое название из-за
формы динамических спектров, напоминаю-
щей перевернутую букву “U” на плоскости ча-
стота – время. Впервые они были классифи-
цированы как отдельный тип спорадической
составляющей радиоизлучения Солнца в 1958 г.
Максвеллом и Сварупом [1] на метровых
волнах. Позже они были зарегистрированы
и на более низких частотах [2]. Сузуки и
Далк [3] сообщали, что U-всплески наиболее
часто наблюдаются в диапазоне частот от 20
до 200 MГц, а Леблан и Хойос [4] уточнили,
что при наблюдениях в диапазоне 25 75÷ МГц
U-всплески имели преимущественно часто-
ты поворота между 25 и 30 МГц. По дан-
ным Ашвандена и др. [5], на более высоких
частотах (до 1.4 ГГц) эти всплески чрезвы-
чайно редки. В то же время Стоун и Фэйн-
берг [6] обнаружили U-всплеск на частотах
5 0.7÷ МГц. Регистрация данного типа всплес-
ков, как и всех остальных известных типов
всплесков, проводилась обычно с помощью
фильтровых приемников или свип-анализато-
В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер, Э. П. Абранин, A. Лекашо
6 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
ров с записью данных на бумагу или фото-
пленку. Последний факт существенно ограни-
чивал возможность более детального анализа
свойств спорадического солнечного радиоиз-
лучения.
Основная отличительная особенность
U-всплесков − их динамический спектр, сос-
тоящий из двух ветвей: восходящей и нисходя-
щей. Восходящая ветвь характеризуется отно-
сительно быстрым частотным дрейфом от высо-
ких частот к низким. Фактически восходящая
ветвь напоминает хорошо известные всплески
III типа. Всплески III типа интерпретируются
в рамках плазменной модели радиоизлуче-
ния, согласно которой пучки субрелятивистских
электронов, распространяясь вдоль открытых си-
ловых линий магнитного поля Солнца, возбуж-
дают плазменные ленгмюровские волны на ло-
кальной плазменной частоте, которые, в свою
очередь, трансформируются в электромагнит-
ные волны на близкой частоте. U-всплески
также связывают с пучками субрелятивистс-
ких электронов, которые, в отличие от всплес-
ков III типа, распространяются вдоль закры-
тых силовых магнитных линий, так называе-
мых магнитных арок, что и определяет, по сути,
форму их динамических спектров. В то время
как скорость частотного дрейфа всплесков III
типа зависит от частоты как 1.84d d 0.01f t f= −
(f – частота в МГц) [7] в широком диапазоне
частот, U-всплески не следуют этому закону.
Их скорости дрейфа уменьшаются намного
быстрее при приближении к так называемой
частоте (или точке) поворота. На частоте по-
ворота скорость дрейфа обращается в нуль,
а затем изменяет свой знак на положитель-
ный, формируя нисходящую ветвь всплеска.
В настоящее время общепризнанной является
точка зрения, что уменьшение скорости час-
тотного дрейфа и изменение ее знака вызваны
изменением направления движения потока
электронов при перемещении его вдоль замк-
нутых магнитных силовых линий в солнечных
магнитных арках.
Считается [5, 8], что скорость потока элект-
ронов, ответственных за U-всплески, постоянна
и равна приблизительно (0.1 0.2) ,c÷ где с –
скорость света, что несколько меньше скоро-
сти электронов, с которыми связывают всплес-
ки III типа. Принимая во внимание частоты,
на которых наблюдаются всплески U-типа,
можно полагать, что высоты арок могут изме-
няться от 130000 км [5] до приблизительно
35 радиусов Солнца [6].
U-всплески наблюдаются гораздо реже, чем
обычные всплески III типа [5]. Фоккер [8] пред-
положил, что это может быть связано с тем,
что в большинстве своем магнитные арки не-
высоки и не достигают плазменных уровней,
на которых возможна генерация всплесков III
типа и U-всплесков. Отсутствие высоких арок,
в свою очередь, объясняется действием на-
гретого коронального вещества, которое стре-
мится разорвать замкнутые линии [9].
Чаще U-всплески регистрируются как оди-
ночные события и реже встречаются в виде
групп всплесков. В группу обычно входит
до десяти всплесков общей продолжительнос-
тью около 2 3÷ мин. Вместе с тем родствен-
ные всплески III типа могут образовывать
группы длительностью от нескольких часов
до нескольких суток.
Среди групп U-всплесков встречаются
такие, в которых частота поворота всех вхо-
дящих в группу всплесков остается неизмен-
ной в течение всего времени существования
группы. В предположении, что все всплески
одной группы генерируются пучками электро-
нов, движущихся вдоль одной и той же маг-
нитной арки, этот факт указывает на то, что
корональные арки в данном случае являются
стабильными во времени образованиями.
В других группах частота поворота умень-
шается у каждого последующего U-всплеска.
Такие группы получили название дрейфующих
U-всплесков [4]. Если связывать дрейфующие
U-всплески одной группы с одной и той же
магнитной аркой, можно говорить о дрейфе
частот поворота, определенном в [10] как
“TFD” (Turning Frequency Drift), который ха-
рактеризует скорость подъема магнитной арки
в солнечной короне.
U-всплески с хорошо развитой формой ди-
намического спектра наблюдаются редко. Как
правило, нисходящая ветвь всплесков менее
интенсивна, размыта или отсутствует вовсе.
Эта особенность может быть связана с раз-
личной эффективностью взаимодействия пуч-
ка электронов с плазмой при распространении
его в направлении к и от Солнца [8], с рас-
Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах
7Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
фокусированием пучка вследствие “расшире-
ния” направляющей магнитной трубки [11]
или вследствие рассеивания пучка электро-
нов на неоднородностях, создаваемых в верх-
ней точке арки корональными лучами* [12].
В случае, когда видны только восходящая
ветвь и окрестности частоты поворота, всплес-
ки обычно называют J-всплесками [8].
Иногда могут наблюдаться пары гармони-
чески связанных U-всплесков. Согласно дан-
ным, приведенным в [2], гармоническое соот-
ношение в таких парах заключено в довольно
широких пределах, от 1.4 до 2.2, и в боль-
шинстве случаев меньше 2. Кроме того, оказа-
лось, что мгновенное отношение частот гармо-
нически связанных пар в точке поворота мень-
ше, чем на любой из ветвей всплеска.
В декаметровом диапазоне U-всплески
обычно ассоциируются со всплесками III и
II типа, а в метровом еще и со всплесками
I типа [10]. Леблан и Хойос отмечали, что
в диапазоне 25 75÷ МГц группы U-всплесков
наблюдаются преимущественно в пределах
50 мин до или после всплесков II типа и соот-
ветствующих им выбросов корональной мас-
сы – СМЕ (coronal mass ejection) [4].
В настоящей работе сообщается о результа-
тах наблюдений U- и J-всплесков в диапазоне
частот 10 30÷ МГц на радиотелескопе УТР-2.
Обсуждаются их свойства на основе анализа
50 таких всплесков, зарегистрированных в
течение 2003–2004 гг.
Аппаратура
Все наблюдения выполнялись при помощи
антенны “Север” радиотелескопа УТР-2, что
обеспечило широкий и плоский луч размером
15 1°× ° на частоте 25 МГц. Эффективная пло-
щадь антенны в этом случае составляла око-
ло 50000 м2.
Радиоизлучение регистрировалось 60-ка-
нальным фильтровым спектрометром. Все 60
узкополосных приемников были настроены
в диапазоне частот 10 30÷ МГц с интерва-
лом между соседними частотами приблизи-
тельно 300 кГц. Точная подстройка частоты
каждого канала позволила очистить спектр
от интенсивных узкополосных помех в низко-
частотной части рабочей полосы телескопа
(10 20÷ МГц). Данные оцифровывались с по-
мощью многоканального (коммутируемого)
16-разрядного АЦП. Динамический диапазон
системы по уровням калибровки составлял
42 дБ с минимальным уровнем, соответст-
вующим 23 2 110 Вт м Гц ,− − −⋅ ⋅ или 0.1 с. е. п.
22 2 1(1 c. e. п. 10 Вт м Гц ).− − −= ⋅ ⋅
Наблюдения и обсуждение
Благодаря использованию антенны с боль-
шой эффективной площадью (до 50000 м2)
и высокочувствительной аппаратуры со спек-
тральным анализом в широкой непрерывной
полосе частот, впервые на радиотелескопе
УТР-2 были зарегистрированы и идентифици-
рованы солнечные U-всплески. Это первый
случай наземного наблюдения U-всплесков
с частотами поворота между 10 и 25 МГц, сви-
детельствующий о существовании корональ-
ных арок с высотами до 3 радиусов Солнца.
За период наблюдений в 2003–2004 гг. для
анализа были отобраны всего 50 всплесков,
из которых только 7 могли быть с уверенностью
идентифицированы как U-всплески. Остальная
часть всплесков не имела сколько-нибудь за-
метной нисходящей ветви. Во всех случаях ди-
намические спектры U-всплесков имели асим-
метричную форму с более короткой нисходящей
ветвью. Примеры полностью сформированных
U-всплесков представлены на рис. 1, а, б.
Как уже было отмечено, U-всплески наблю-
даются намного реже, чем обычные всплески
III типа. При идентификации U-всплесков ос-
новной критерий отбора заключался в наличии
области на динамическом спектре всплеска, где
скорость частотного дрейфа начинает быстро
уменьшаться, обращаясь в нуль в точке по-
ворота.
Частоты поворота анализируемых U-всплес-
ков были практически равномерно распределе-
ны в диапазоне от 10 до 22 МГц (рис. 2). Име-
лась небольшая тенденция к уменьшению чис-
*Корональный луч (streamer) – вытянутая в радиаль-
ном от Солнца направлении плазменная неоднородность
с повышенной в несколько раз плотностью, ограни-
ченная близкорасположенными силовыми магнитными
линиями противоположной направленности [13].
В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер, Э. П. Абранин, A. Лекашо
8 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
ла всплесков с более высокими частотами по-
ворота – приблизительно 90 % всех обработан-
ных U-всплесков имели частоту поворота ниже
24 МГц.
Восходящие ветви U- и J-всплесков вдали
от точки поворота по временным и частотным
характеристикам были очень близки к хорошо
известным всплескам III типа. Длительности
всплесков изменялись от 1.5 до 13 с со сред-
ним значением 6 с, а абсолютные скорости
дрейфа восходящих ветвей U- и J-всплесков
составили 1.8 4.5÷ MГц/с, что в целом соот-
ветствует характеристикам всплесков III типа
в декаметровом диапазоне (скорости дрейфа
2 4÷ MГц/с, длительности 4 10÷ с) [14, 15].
Среди всех зарегистрированных нами
U-всплесков в двух случаях (оба случая 15
августа 2004 г.) абсолютные скорости дрейфа
восходящих и нисходящих ветвей на фиксиро-
ванной частоте были приблизительно равны,
в двух случаях (оба 2 июня 2004 г.) восходя-
щая ветвь дрейфовала как минимум в два раза
быстрее нисходящей, и в оставшихся трех
случаях (8 июля, 16 июля и 29 августа 2004 г.)
ситуация была обратной.
Отсутствие жесткого соответствия абсолют-
ных скоростей частотных дрейфов двух ветвей
одного и того же всплеска может объясняться
либо несимметричностью магнитных арок, на-
пример, вследствие перезамыкания силовых
линий между различными магнитными структу-
рами [16], либо наличием плазменных неодно-
родностей в области существования арки.
Группы J-всплесков
Следует отметить, что если U-всплески
наблюдались исключительно как одиночные
события, то J-всплески появлялись и как оди-
ночные события, и в группах по 3–4 всплеска.
Группа из трех дрейфующих J-всплесков
была зарегистрирована 26 июня 2004 г. (рис. 3).
Период следования всплесков в группе не был
постоянным: второй всплеск наблюдался че-
рез 90 с после первого, а третий – через 70 с
после второго. Всплески в группе отличались
высокой степенью подобия, что иллюстрирует-
ся наложением контура, очерченного вокруг
динамического спектра первого всплеска груп-
пы (12:10:30 UT) на динамические спектры
второго и третьего всплесков группы (рис. 3).
Характерной особенностью этой группы
J-всплесков является ее необычный TFD. Счи-
тается, что TFD дрейфующих J-всплесков
очень близок к частотному дрейфу всплесков
Рис. 1. Динамические спектры U-всплесков с раз-
витой нисходящей ветвью, зарегистрированных
2 июня 2004 г. (а) и 8 июля 2004 г. (б)
Рис. 2. Распределение U и J всплесков по частоте
поворота
Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах
9Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
II типа и соответствует линейным скоростям
СМЕ в короне (600 700÷ км/с) [4]. Зарегист-
рированная нами группа всплесков имела TFD
около –2 кГц/с. В рамках плазменной модели
излучения такой частотный дрейф соответ-
ствует линейной скорости перемещения источ-
ника всего 60 км/с, что на порядок меньше
скорости СМЕ и ударных волн.
В настоящей работе оценки линейных ско-
ростей и гелиовысот выполнены в рамках
модели короны Ньюкирка.
Во время регистрации указанной группы
J-всплесков на солнечном диске имелись две
биполярные активные области: NOAA 10635 и
NOAA 10637. Диск коронографа LASCO-С2
закрывает области Солнца, соответствующие
гелиовысотам от 0 до 2R (R – радиус Сол-
нца, равный 695 990 км). То есть арки, с которы-
ми ассоциировались обсуждаемые J-всплески,
могли быть также обнаружены в оптическом
диапазоне. Одновременно с регистрацией груп-
пы J-всплесков 26 июня 2004 г. над заходящей
активной областью NOAA 10635 наблюдалось
большое количество арочных структур с высо-
тами от 2R до 3 5. R (отмечены стрелками на
рис. 4). Судя по времени существования и по
наблюдаемым высотам эти арки могли содер-
жать источники зарегистрированных J-всплесков.
По последовательности изображений короны,
полученной LASCO-С2 (рис. 4), можно легко
определить, что эти арки поднимаются в короне
со средними скоростями в картинной плоскос-
ти около 40 км/с. Такая скорость подъема бу-
дет приводить к частотному дрейфу в динами-
ческом спектре около 1 кГц/с, что близко к TFD
рассматриваемой группы J-всплесков.
Обычно подобные арочные структуры на-
блюдаются во время и после СМЕ. В част-
ности 26 июня 2004 были зарегистрированы
СМЕ в 7:48 UT и 13:48 UT. Все зарегистриро-
ванные в этот день арочные структуры по от-
ношению к сопутствующим СМЕ являлись
квазистационарными – скорости их подъема
по данным того же коронографа лежали в диа-
пазоне от 20 до 60 км/с, притом что скорости
зарегистрированных в этот день СМЕ в сред-
нем равнялись 300 км/с.
Некоторое несоответствие значений ско-
ростей, полученных при наблюдениях в опти-
ческом и радиодиапазоне, может быть объяс-
нено тем, что коронограф позволяет получить,
по сути, проекцию реальной скорости арки
на картинную плоскость, в то время как радио-
наблюдения позволяют определять радиальную
скорость источника.
Гармоническая структура
В редких случаях были найдены гармо-
нически связанные пары всплесков J-типа.
Об этом свойстве J-всплесков в диапазоне
Рис. 3. Группа J-всплесков, зарегистрированная
26 июня 2004 г.
Рис. 4. Арки в короне Солнца 26 июня 2004 г.
по данным SOHO/LASCO-С2
В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер, Э. П. Абранин, A. Лекашо
10 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
25 200÷ МГц сообщали многие авторы [2, 4].
Необходимо, однако, отметить, что в упомяну-
тых работах сообщалось только об обычных
гармонических (F–H) парах. В наших наблю-
дениях были обнаружены пары J-всплесков,
аналогичные парам IIIb–III типа. В такой паре
компонента на основной гармонике плазмен-
ной частоты (F-компонента) состоит из цепоч-
ки узкополосных стриа* всплесков, в то время
как компонента на второй гармонике плазмен-
ной частоты (Н-компонента) не имеет тонкой
частотной структуры. Примеры таких “Jb–J”
пар представлены на рис. 5.
Наблюдения гармонически связанных пар
U- и J-всплесков представляют несомненный
интерес для изучения гармонической струк-
туры солнечного радиоизлучения вообще. При
исследовании гармонически связанных пар
всплесков III типа, имеющих большие скоро-
сти частотного дрейфа, различие в групповых
скоростях излучения первой и второй гармо-
ник либо канализированное распространение
волн в короне могут приводить к временнóй
задержке одного элемента F-H пары относи-
тельно другого, а следовательно, к ошибкам в
определении реального гармонического соот-
ношения. В то же время пары J-всплесков,
имея области с нулевым частотным дрейфом,
дают истинное значение гармонического со-
отношения даже при наличии временнóго сдви-
га между элементами пары.
Отношение мгновенных частот всплесков
на 1-й и 2-й гармониках лежало в диапазоне
1.5 2÷ и в основном было меньше 2, что со-
гласуется с данными, приведенными Стюар-
том [2]. Среднее значение гармонического
соотношения по выборке из 6 пар всплесков
оказалось равным 1.8. Длительности всплес-
ков основной гармоники (F) изменялись от 1.5
до 3.8 с со средним значением 3 с по выборке
из 10 всплесков.
Всплески на второй гармонике (H) имели
бóльшие длительности – от 6 до 13 с со средней
величиной 9.3 с по выборке из 23 всплесков.
Необходимо отметить, что вышесказанное
верно только для начальных участков восхо-
дящих ветвей U- и J-всплесков, т. е. доста-
точно далеко от частоты поворота. Скорости
дрейфа U- и J-всплесков на частотах вдали от
точки поворота также близки к скоростям
дрейфа всплесков III типа. На частоте 25 MГц
средние значения скорости дрейфа F и H ком-
понентов составили –4.5 MГц/с и –1.8 MГц/с
соответственно. Для всплесков III типа в
декаметровом диапазоне длин волн согласно
[14, 15] скорости дрейфа изменяются в преде-
лах от –2 до –4 MГц/с, а длительности –
от 4 до10 с.
Характерной особенностью большинства
зарегистрированных J- и U-всплесков являет-
ся то, что максимальный поток всплеска соот-
ветствует области точки поворота частоты
(рис. 1, а, рис. 3, рис. 5, а).
Рис. 5. F–H пары “Jb–J” типа на фоне бури (а)
и изолированная пара (б)
*Стриа (stria) всплески – короткие (около 1 с) узкопо-
лосные (30 кГц) всплески солнечного радиоизлучения,
имеющие на динамическом спектре вид горизонтальных
“штрихов” [13].
Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах
11Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
Необычные всплески U- и J-типов
В очень немногих случаях наблюдались
необычные, сложные разновидности U-всплес-
ков. Один из них зарегистрирован 2 июня
2004 г. в 11:46 UT (см. рис. 6, а). На частоте
30 МГц всплеск представлял собой обычный
всплеск III типа с частотным дрейфом при-
мерно –3 МГц/с и длительностью 8.2 с. Но на
более низких частотах этот всплеск “расщепил-
ся” как минимум на два отдельных U-всплеска
с частотами поворота 23 и 18 МГц и один
всплеск, который, возможно, представлял собой
всплеск Jb-типа с частотой поворота ниже
10 MГц либо являлся обычным всплеском IIIb
типа. Хотя гелиографические наблюдения
в этом частотном диапазоне не проводились,
такое событие нельзя считать простой супер-
позицией нескольких отдельных всплесков.
Карубалос и др. [12] предположили, что U-
и J-всплески генерируются в окрестностях
нейтральной плоскости корональных лучей. Они
считали, что в зависимости от области ин-
жекции электронов могут формироваться либо
обычные всплески III типа (инжекция в об-
ласти с открытыми магнитными силовыми
линиями), либо U-всплески (инжекция в области
с закрытыми линиями), либо совмещенные
всплески III типа и U-типа, когда область ин-
жекции захватывает как открытые, так и закры-
тые силовые линии. Аналогичная идея может
быть использована для объяснения расщеплен-
ного U-всплеска (рис. 6, а) с той лишь разницей,
что в данном случае область инжекции может
захватывать как открытые, так и несколько зак-
рытых силовых линий магнитных арок, форми-
руя как всплеск III типа, так и несколько
U-всплесков с разными частотами поворота.
Другой интересный случай наблюдался 14
июля 2004 г. в 7:53:20 UT. Сложный всплеск
имеет вид нескольких вложенных друг в дру-
га U-всплесков (рис. 6, б).
На частоте 20 МГц скорости частотного
дрейфа внутренней арки равнялись –0.6 МГц/с
(точка 1) и +1.5 МГц/с (точка 2). Восходящие
и нисходящие ветви всплеска отличались вы-
сокими абсолютными скоростями частотного
дрейфа – до 6 МГц/с.
Модель корональной арки
По имеющимся динамическим спектрам и
известным моделям распределения плотнос-
ти корональной плазмы, учитывая, что меха-
низм излучения плазменный, можно оценить
высоты и поперечные размеры соответству-
ющих U-всплескам магнитных арок. Для оцен-
ки был выбран один из лучших представите-
лей этого типа всплесков, зарегистрированный
2 июня 2004 г. (рис. 1, a). В качестве модели
короны выбрана модель Ньюкирка, согласно
которой зависимость плотности корональной
плазмы от гелиовысоты имеет вид
4 (4.32 )4.2 10 10 ,r
en = ⋅ ⋅ (1)
где en – плотность плазмы, см–3, а r – гелио-
центрическая высота в радиусах Солнца.
Локальная плазменная частота pef (в Гц)
равна
Рис. 6. Необычные U-всплески: а) – расщепленный
U-всплеск, б) – U-всплеск с “вложенными арками”
В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер, Э. П. Абранин, A. Лекашо
12 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
2
341 9 10 ,
2
e
pe e
e
n ef n
m
π= ≈ ×
π
(2)
где em и e – масса и заряд электрона соот-
ветственно. Подставляя (1) в (2) имеем зависи-
мость плазменной частоты, а следовательно,
и частоты радиоизлучения (в МГц) от гелио-
высоты в виде:
(2.16 )1.82 10 .rf = ⋅ (3)
Решая (3) относительно r получаем зави-
симость высоты источника от частоты излу-
чения:
2.16 ,
lg 0.26
r
f
=
−
где f – частота излучения, МГц.
Схематически динамический спектр этого
всплеска может быть представлен в виде,
показанном на рис. 7, а. В данном случае вре-
мена 1 0,t = 2 10.4t = c, 3 20.4t = c, 4 32.4t = c,
а соответствующие им частоты (гелиоцент-
рические высоты) 1 30f = МГц ( 1.7 ),h R=
2 17f = МГц ( 2.25 ),h R= 3 14f = МГц
( 2.5 ).h R= Легко видеть, что временные
отрезки 1–2 (восходящая ветвь), 2–3 и 3–4
(собственно область частоты поворота) прак-
тически одинаковы (10.4, 10 и 12 с соот-
ветственно).
В предположении постоянства скорости
источника излучения это говорит о том, что
соответствующие этим отрезкам линейные
расстояния также одинаковы.
На рис. 7, а точки 1, 2, 3 и 4 соответствуют
одноименным точкам на рис. 7, б. Пунктир-
ными линиями на рис. 7 указаны плазменные
уровни, отвечающие частотам 1,f 2f и 3f
на рис. 7, а.
Предположим, что арка, связанная с наб-
людаемой нами частью динамического спект-
ра на рис. 1, а, представляет собой полуок-
ружность (рис. 7, б) с центром в точке, распо-
ложенной на гелиовысоте, соответствующей
частоте 1f на динамическом спектре. При этом
радиус окружности будет определяться рас-
стоянием между высотами, соответствующи-
ми частотам 1f и 3f (рис. 7, а, б). В таком
случае высота центра полуокружности будет
равна 1 7 ,. R а ее радиус – 0 8. R .
При такой конфигурации угол α равен при-
мерно 45 .° По известному времени пролета
между точками 2 и 4 (22 с) и вычисленному
линейному расстоянию между этими точками
9(5 5 10. ⋅ см) была оценена скорость источ-
ника. Она составила 0.18с, что согласуется
с утверждениями, в частности в [5], о том,
Рис. 7. Схематическое представление динамичес-
кого спектра U-всплеска, наблюдавшегося 2 июня
2004 г. (а) и соответствующей ему корональной
арки (б)
Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах
13Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
что скорости источников U-всплесков несколь-
ко меньше скоростей источников обычных
всплесков III типа. С использованием полу-
ченных параметров петли в рамках модели
короны Ньюкирка (3) был просчитан дина-
мический спектр U-всплеска и наложен на
реальный динамический спектр (пунктирная
кривая на рис. 1, а).
Следует отметить, что, очевидно, конфи-
гурация реальной арки отличается от приве-
денной упрощенной конфигурации в силу как
минимум двух причин.
1. Время пролета источником отрезков
2–3 и 3–4 отличается (10 с и 12 с соответст-
венно), что может говорить либо об асиммет-
ричности арки, либо о замедлении источника
в точке поворота. Это несовпадение нисходя-
щих ветвей смоделированного и реального
всплесков хорошо заметно на рис. 1, а.
2. Обнаруженные в видимом свете коро-
нографом LASCO-С2 арки, предположитель-
но связанные с зарегистрированной группой
U-всплесков, имеют поперечный размер
(0.8 1) ,R÷ в то время как модельная оцен-
ка этого размера по динамическому спект-
ру всплеска 2 июня 2004 г. дает 1 2. R . Од-
ной из причин этого несоответствия может
быть эллиптичность арки. Для всплеска
2 июня 2004 г. для получения поперечного раз-
мера арки 0 8. R соотношение осей эллипса
арки должно быть 1.5.
Заключение
В работе приведены результаты первых на-
блюдений солнечных U- и J-всплесков в час-
тотном диапазоне от 10 до 30 МГц на радиоте-
лескопе УТР-2. Регистрация таких всплесков
является свидетельством существования маг-
нитных арок с гелиоцентрическими высотами
2 3÷ радиуса Солнца. Показано, что появление
данного типа всплесков в этом диапазоне длин
волн является редким событием – за 2 года
наблюдений отобрано всего 50 всплесков, из
которых только 7 могли классифицироваться как
U-всплески, а остальные не имели сколько-ни-
будь заметной нисходящей ветви. Кроме этого,
на динамических спектрах всех зарегистриро-
ванных U-всплесков нисходящие ветви имели
намного меньшее время жизни, нежели ветви
восходящие. Все это говорит об ускоренном
затухании излучения источника при его дви-
жении по магнитной арке в сторону Солнца.
Не было выявлено устойчивой взаимосвя-
зи между абсолютными скоростями дрейфа
восходящей и нисходящей ветвей на фиксиро-
ванной частоте.
Обнаружена гармоническая структура этих
всплесков. Показано, что среднее значение
гармонического соотношения в парах равно 1.8.
Впервые также обнаружены пары Jb–J всплес-
ков, аналогичные парам IIIb–III всплесков.
Обнаружены группы J-всплесков с необыч-
ными значениями TFD – 1 2÷ кГц/с, которые
соответствуют линейным скоростям 40 60км /с÷
и близки к значениям, полученным в оптичес-
ком диапазоне.
Дальнейшее изучение свойств U- и J-всплес-
ков в декаметровом диапазоне длин волн мо-
жет служить дополнительным инструментом
диагностики магнитных структур на высотах
2 3÷ радиуса Солнца, не всегда доступных для
изучения в оптическом диапазоне.
Работа была выполнена частично в рам-
ках INTAS проекта 03-5727.
Литература
1. Maxwell A., Swarup G. A new spectral characteristic
in solar radio emission // Nature. –1958. – Vol. 181. – P. 36.
2. Stewart R. T. Harmonic ratios of inverted-U Type III
bursts // Sol. Phys. – 1974. –Vol. 39. – P. 451-458.
3. Suzuki S., Dulk G. A. Bursts of Type III and Type V /
Solar radiophysics: Studies of emission from the sun
at metre wavelengths. – Cambridge and New York:
Cambridge University Press, 1985. – P. 289-332.
4. Leblanc Y. and Hoyos M. Storms of U-bursts and
the stability of coronal loops // Astron. Astrophys. –
1985. – Vol. 143. – P. 365-373.
5. Aschwanden M. J., Bastian T. S., Benz A. O. and
Brosius J. W. Decimetric solar type-U bursts: VLA
and PHOENIX observations // Astrophys. J. – 1992. –
Vol. 391. – P. 380-392.
6. Stone R. G., Fainberg J. A. U-Type solar radio bursts
originating in the outer corona // Sol. Phys. – 1971. –
Vol. 20. – P. 106-111.
7. Alvarez H. and Haddock F. T. Solar wind density model
from km-wave Type III bursts // Sol. Phys. –1973. –
Vol. 29, No.1. – P. 197-209.
В. В. Доровский, В. Н. Мельник, A. A. Коноваленко, Х. О. Рукер, Э. П. Абранин, A. Лекашо
14 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №1
8. Fokker A. D. Trajectories followed by U-like solar
radio bursts // Sol. Phys. – 1970 – Vol. 11. – P. 92-103.
9. Kuperus М. and Tandberg-Hanssen Е. The Nature
of Quiescent Solar Prominences // Sol. Phys. – 1967. –
Vol. 2. – P. 39-48.
10. Leblanc Y., Poquerusse M., and Aubier M. G. Solar –
type U bursts and coronal transients // Astron.
Astrophys. – 1983. – Vol. 123. – P. 307-315.
11. Smith D. F. On the Relative Intensity of Second
Branches of U-Like Solar Radio Bursts // Sol. Phys. –
1970. – Vol. 13, № 2. – P. 444-447.
12. Caroubalos C., Couturier P., and Prokakis T. A U-Like
radio bursts observed with high space-time resolu-
tion // Astron. Astrophys. – 1973. – Vol. 23. – P. 131-138.
13. Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюст-
рированный словарь терминов / Под ред. А. Бру-
цека и Ш. Дюрана. – М.: Мир, 1980. – 254 с.
14. Abranin E. P., Bazelian L. L., Rapoport V. O.,
Tsybko, Ia. G.Variations of type III burst parameters
during a decametric solar storm // Sol. Phys. – 1980. –
Vol. 66. – P. 333-346.
15. Абранин Э. П., Базелян Л. Л., Цыбко Я. Г. Устойчи-
вость параметров декаметровых всплесков III типа
в 11-летнем цикле солнечной активности. Скорости
частотного дрейфа радиовсплесков // Астрономи-
ческий журнал. – 1990. – Т. 67, №1. – С. 141-150.
16. Démoulin P., Klein K -L., Goff C. P., van Driel-
Gesztelyi L., Culhane J. L., Mandrini C. H., Matt-
hews S. A., Harra L. K. Decametric N Burst: A Conse-
quence of the Interaction of Two Coronal Mass Ejec-
tions // Sol. Phys. – 2007. – Vol. 240. – P. 301-313.
Сонячні U- та J-сплески
на декаметрових хвилях
В. В. Доровський, В. М. Мельник,
О. О. Коноваленко, Х. О. Руекр,
Е. П. Абранін , А. Лекашо
Наводяться результати перших спостере-
жень сонячних U- та J-сплесків на радіотелес-
копі УТР-2 у декаметровому діапазоні довжин
хвиль у 2003–2004 рр. За вказаний період було
зареєстровано понад 50 J-сплесків і лише 7
U-сплесків. Це перший випадок наземного спо-
стереження U-сплесків з частотами повороту
в діапазоні між 10 та 25 МГц. Вперше за-
реєстрована гармонічна структура J-сплесків
у вигляді Jb–J пар, аналогічних парам сплес-
ків IIIb–III типу. Середнє відношення частот
гармонік виявилось рів-ним 1.8. Зареєстрова-
на група J-сплесків з незвичайною швид-
кістю дрейфу частот повороту (TFD) –2 кГц/с,
що відповідає швидкості підйому корональної
арки близько 60 км/с. Арки з такою швид-
кістю підйому були зареєстровані також коро-
нографом SOHO/LASCO у видимому світлі.
Наведено динамічні спектри незвичайних
U- та J-сплесків. За динамічним спектром
U-сплеску з добре розвиненими прямою та
зворотною гілками була побудована спроще-
на модель корональної арки у вигляді півкола.
На основі цієї моделі знайдені лінійна швидкість
переміщення джерела уздовж магнітної арки,
висота точки повороту в короні, геометричні
розміри арки.
Solar U- and J-Bursts
at the Decameter Waves
V. V. Dorovskyy, V. N. Melnik,
O. O. Konovalenko, H. O. Ruker,
E. P. Abranin , and A. Lecacheux
The first solar U- and J-bursts observed with
the UTR-2 radiotelescope at the decameter wave-
lengths in 2003–2004 are reported. During that
period more than 50 J-bursts and only 7 U-bursts
were recorded. It is the first case of ground
based observations of J- and U-bursts with tur-
ning frequencies ranging between 10 and 25 MHz.
The harmonic structure of J-bursts in the form of
Jb–J pairs similar to well known Type IIIb–III
pairs was first found. The mean harmonic ratio
appeared to be 1.8. Also a group of J-bursts with
unusual Turning Frequency Drift (TFD) of –2 kHz/s
was detected. Such TFD corresponds to the coro-
nal loop elevation velocity of about 60 km/s. Coro-
nal loops with similar elevation velocities were
also detected by SOHO/LASCO coronagraph
in white light. The dynamic spectra of unusual
U- and J-bursts are shown. Simplified model of
the coronal loop in the form of semi-circle was
created on the base of the U-burst dynamic spect-
rum and the Newkirk coronal density model. With
this loop model the linear velocity of the source
along the loop, the height of the turning frequen-
cy point and the geometrical size of the loop
were calculated.
|
| id | nasplib_isofts_kiev_ua-123456789-60088 |
| institution | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| issn | 1027-9636 |
| language | Russian |
| last_indexed | 2025-12-07T16:19:07Z |
| publishDate | 2010 |
| publisher | Радіоастрономічний інститут НАН України |
| record_format | dspace |
| spelling | Доровский, В.В. Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Абранин, Э.П. Лекашо, А. 2014-04-11T13:57:54Z 2014-04-11T13:57:54Z 2010 Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах / В.В. Доровский, В.Н. Мельник, A.A. Коноваленко, Х.О. Рукер, Э.П. Абранин, A. Лекашо // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 1. — С. 5–14. — Бібліогр.: 16 назв. — рос. 1027-9636 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60088 523,985,7-77 Приведены результаты первых наблюдений солнечных U- и J-всплесков на радиотелескопе УТР-2 в декаметровом диапазоне длин волн в 2003–2004 гг. За указанный период было зарегистрировано более 50 J-всплесков и только 7 U-всплесков. Это первый случай наземного наблюдения U-всплесков с частотами поворота в диапазоне между 10 и 25 МГц. Обнаружена гармоническая структура J-всплесков в виде Jb–J пар, аналогичных парам всплесков IIIb–III типа. Среднее отношение частот гармоник оказалось равным 1.8. Зарегистрирована группа J-всплесков с необычной скоростью дрейфа частот поворота(TFD) –2 кГц/с, что соответствует скорости подъема корональной арки около 60 км/с. Арки с такой скоростью подъема были обнаружены также коронографом SOHO/LASCO в видимом свете. Приведены динамические спектры необычныхU- иJ-всплесков. По динамическому спектру U-всплеска с хорошо развитыми восходящей и нисходящей ветвями построена упрощенная модель корональной арки в виде полуокружности. На основании этой модели найдены линейная скорость перемещения источника вдоль магнитной арки, высота точки поворота в короне, геометрические размеры арки. Наводяться результати перших спостережень сонячних U- та J-сплесків на радіотелескопі УТР-2 у декаметровому діапазоні довжин хвиль у 2003–2004 рр. За вказаний період було зареєстровано понад 50 J-сплесків і лише 7 U-сплесків. Це перший випадок наземного спостереження U-сплесків з частотами повороту в діапазоні між 10 та25 МГц. Вперше зареєстрована гармонічна структура J-сплесків у вигляді Jb–J пар, аналогічних парам сплесків IIIb–III типу. Середнє відношення частот гармонік виявилось рівним 1.8. Зареєстрована група J-сплесків з незвичайною швидкістю дрейфу частот повороту (TFD) –2 кГц/с, що відповідає швидкості підйому корональної арки близько 60 км/с. Арки з такою швидкістю підйому були зареєстровані також коронографом SOHO/LASCO у видимому світлі. Наведено динамічні спектри незвичайних U- та J-сплесків. За динамічним спектром U-сплеску з добре розвиненими прямою та зворотною гілками була побудована спрощена модель корональної арки у вигляді півкола. На основі цієї моделі знайдені лінійна швидкість переміщення джерела уздовж магнітної арки, висота точки повороту в короні, геометричні розміри арки. The first solar U- and J-bursts observed with the UTR-2 radiotelescope at the decameter wavelengths in 2003–2004 are reported. During that period more than 50 J-bursts and only 7 U-bursts were recorded. It is the first case of ground based observations of J- and U-bursts with turning frequencies ranging between 10 and 25 MHz. The harmonic structure of J-bursts in the form of Jb–J pairs similar to well known Type IIIb–III pairs was first found. The mean harmonic ratio appeared to be 1.8. Also a group of J-bursts with unusual Turning Frequency Drift (TFD) of –2 kHz/s was detected. Such TFD corresponds to the coronal loop elevation velocity of about 60 km/s. Coronal loops with similar elevation velocities were also detected by SOHO/LASCO coronagraph in white light. The dynamic spectra of unusual U- and J-bursts are shown. Simplified model of the coronal loop in the form of semi-circle was created on the base of the U-burst dynamic spectrum and the Newkirk coronal density model. With this loop model the linear velocity of the source along the loop, the height of the turning frequency point and the geometrical size of the loop were calculated. ru Радіоастрономічний інститут НАН України Радиофизика и радиоастрономия Радиоастрономия и астрофизика Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах Сонячні U- та J-сплески на декаметрових хвилях Solar U- and J-Bursts at the Decameter Waves Article published earlier |
| spellingShingle | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах Доровский, В.В. Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Абранин, Э.П. Лекашо, А. Радиоастрономия и астрофизика |
| title | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах |
| title_alt | Сонячні U- та J-сплески на декаметрових хвилях Solar U- and J-Bursts at the Decameter Waves |
| title_full | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах |
| title_fullStr | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах |
| title_full_unstemmed | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах |
| title_short | Солнечные U- и J-всплески на декаметровых волнах |
| title_sort | солнечные u- и j-всплески на декаметровых волнах |
| topic | Радиоастрономия и астрофизика |
| topic_facet | Радиоастрономия и астрофизика |
| url | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60088 |
| work_keys_str_mv | AT dorovskiivv solnečnyeuijvspleskinadekametrovyhvolnah AT melʹnikvn solnečnyeuijvspleskinadekametrovyhvolnah AT konovalenkoaa solnečnyeuijvspleskinadekametrovyhvolnah AT rukerho solnečnyeuijvspleskinadekametrovyhvolnah AT abraninép solnečnyeuijvspleskinadekametrovyhvolnah AT lekašoa solnečnyeuijvspleskinadekametrovyhvolnah AT dorovskiivv sonâčníutajspleskinadekametrovihhvilâh AT melʹnikvn sonâčníutajspleskinadekametrovihhvilâh AT konovalenkoaa sonâčníutajspleskinadekametrovihhvilâh AT rukerho sonâčníutajspleskinadekametrovihhvilâh AT abraninép sonâčníutajspleskinadekametrovihhvilâh AT lekašoa sonâčníutajspleskinadekametrovihhvilâh AT dorovskiivv solaruandjburstsatthedecameterwaves AT melʹnikvn solaruandjburstsatthedecameterwaves AT konovalenkoaa solaruandjburstsatthedecameterwaves AT rukerho solaruandjburstsatthedecameterwaves AT abraninép solaruandjburstsatthedecameterwaves AT lekašoa solaruandjburstsatthedecameterwaves |