Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн
Анализируются свойства мощных (потоки больше 10⁻¹⁹ Вт (м² ⋅Гц)) всплесков III типа, которые наблюдались в июле–августе 2002 г. на радиотелескопе УТР-2 на частотах 10 ÷30 МГц.
 Было обнаружено, что наибольшее их число регистрировалось в дни, когда активная область
 находилась вблизи ц...
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/123456789/60096 |
| 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: | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн / В.Н. Мельник, А.А. Коноваленко, Х.О. Рукер, А.И. Бойко, В.В. Доровский, Э.П. Абранин, А. Лекашо // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 2. — С. 129–139. — Бібліогр.: 15 назв. — рос. |
Репозитарії
Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine| _version_ | 1860109401112707072 |
|---|---|
| author | Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Бойко, А.И. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. |
| author_facet | Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Бойко, А.И. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. |
| citation_txt | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн / В.Н. Мельник, А.А. Коноваленко, Х.О. Рукер, А.И. Бойко, В.В. Доровский, Э.П. Абранин, А. Лекашо // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 2. — С. 129–139. — Бібліогр.: 15 назв. — рос. |
| collection | DSpace DC |
| container_title | Радиофизика и радиоастрономия |
| description | Анализируются свойства мощных (потоки больше 10⁻¹⁹ Вт (м² ⋅Гц)) всплесков III типа, которые наблюдались в июле–августе 2002 г. на радиотелескопе УТР-2 на частотах 10 ÷30 МГц.
Было обнаружено, что наибольшее их число регистрировалось в дни, когда активная область
находилась вблизи центрального меридиана, и в дни, когда она отстояла на 40° ÷ 60° к востоку
или западу от него. Все всплески дрейфуют от высоких частот к низким, а их скорости частотного дрейфа в основном лежат в пределах 1÷ 2.5 МГц/с. Во все дни наблюдений скорость
дрейфа линейно растет с частотой. Длительности мощных всплесков III типа в основном изменяются в пределах от 6 до 12 с с меньшими значениями на больших частотах. Мгновенная
частотная ширина всплесков практически не зависит от дня наблюдений и линейно растет
с частотой. Наблюдательные данные интерпретируются в рамках стандартной плазменной модели генерации излучения всплесков III типа.
Аналізуються властивості потужних (потоки
понад 10⁻¹⁹ Вт (м² ⋅Гц)) сплесків III типу, які
спостерігались у липні – серпні 2002 р. на радіотелескопі УТР-2 на частотах 10 ÷30 МГц.
Було виявлено, що найбільша їх кількість реєструвалась у дні, коли активна область знаходилась поблизу центрального меридіану, а також
у дні, коли вона лежала десь 40° ÷ 60° на схід
або захід від нього. Усі сплески дрейфують
від високих частот до низьких, а їх швидкості
частотного дрейфу головно лежать у межах
1÷ 2.5 МГц/с. В усі дні спостережень швидкість дрейфу лінійно зростає з частотою. Три-
валості потужних сплесків III типу головно
змінюються у межах від 6 до 12 с з меншими
значеннями на вищих частотах. Миттєва частотна ширина сплесків не залежить від дня
спостереження та лінійно зростає з частотою.
Дані спостережень інтерпретуються у рамках
стандартної плазмової моделі генерації випромінювання сплесків III типу.
The properties of powerful (larger than
10⁻¹⁹ W (m² ⋅Hz)) Type III bursts observed
in July-August 2002 using the UTR-2 radio telescope
at frequencies 10 ÷30 MHz are analyzed.
The majority of these bursts were found to be
observed on the days when an active region was
located near the central meridian or at 40° ÷ 60°
eastwards or westwards from it. All these bursts
drift from high frequencies to low ones, their frequency
drift rates being within 1÷ 2.5 MHz/s
in most cases. The frequency drift rate increases
linearly with frequency for all days of observations.
Duration of powerful Type III bursts varies
within 6 ÷12 s with smaller values at high frequencies.
Instantaneous frequency widths of these
bursts do not depend on the day of observations
and show a linear growth with frequency. The
results of these observations are discussed in the
frame of the plasma model for the Type III bursts
generation.
|
| first_indexed | 2025-12-07T17:32:52Z |
| format | Article |
| fulltext |
Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2, с. 129-139
© В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер, А. И. Бойко, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, А. Лекашо, 2010
УДК 523.985.771
Свойства мощных солнечных всплесков III типа
в декаметровом диапазоне длин волн
В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер1, А. И. Бойко,
В. В. Доровский, Э. П. Абранин , А. Лекашо2
Радиоастрономический институт НАН Украины,
ул. Краснознаменная, 4, г. Харьков, 61002, Украина
E-mail: boikoana@vk.kh.ua
1Институт космических исследований, Грац, 8042, Шмиеделштрассе, 6, Австрия
2Париж-Мейдон обсерватория, Париж, CNRS UMR 8644, Франция
Статья поступила в редакцию 23 декабря 2009 г.
Анализируются свойства мощных (потоки больше 19 210 Вт (м Гц))− ⋅ всплесков III типа, ко-
торые наблюдались в июле–августе 2002 г. на радиотелескопе УТР-2 на частотах 10 30÷ МГц.
Было обнаружено, что наибольшее их число регистрировалось в дни, когда активная область
находилась вблизи центрального меридиана, и в дни, когда она отстояла на 40 60° ÷ ° к востоку
или западу от него. Все всплески дрейфуют от высоких частот к низким, а их скорости частот-
ного дрейфа в основном лежат в пределах 1 2.5÷ МГц/с. Во все дни наблюдений скорость
дрейфа линейно растет с частотой. Длительности мощных всплесков III типа в основном изме-
няются в пределах от 6 до 12 с с меньшими значениями на больших частотах. Мгновенная
частотная ширина всплесков практически не зависит от дня наблюдений и линейно растет
с частотой. Наблюдательные данные интерпретируются в рамках стандартной плазменной мо-
дели генерации излучения всплесков III типа.
1. Введение
Всплески III типа изучаются уже около
60 лет. Им посвящено огромное количество
работ как наблюдательных, так и теоретичес-
ких, основные результаты суммируются в боль-
шом числе обзоров [1-4]. Эти всплески наблю-
даются в широком диапазоне частот от 1 ГГц
до десятков килогерц [2]. Считается, что они
генерируются потоками быстрых электронов,
которые распространяются с почти постоянной
скоростью, равной 0.3c (c – скорость света),
вдоль открытых магнитных силовых линий
в короне Солнца. Для объяснения основных
свойств всплесков III типа обычно привлекается
плазменный механизм излучения [5]. Он зак-
лючается в том, что быстрые электроны возбуж-
дают ленгмюровские волны l в каждой точке
короны, через которую проходят быстрые час-
тицы. При трансформации этих волн в попе-
речные t, в процессах рассеяния на ионах i
плазмы, ,l i t i+ = + и слияния этих волн друг
с другом, ,l l t+ = формируется излучение
на первой и второй гармониках местной плаз-
менной частоты. С удалением от Солнца плот-
ность корональной плазмы убывает, а поэтому
частота, на которой происходит излучение,
уменьшается. При этом на динамическом спект-
ре наблюдается дрейф всплеска от высоких
частот к низким частотам (отрицательный час-
тотный дрейф). Скорость частотного дрейфа,
как оказалось при анализе в широком диапазоне
частот, изменяется с частотой по степенному
закону 1.84d d 0.01f t f= − (где скорость дрейфа
d df t измеряется в мегагерцах в секунду,
а частота f – в мегагерцах) [6]. Из этого закона
можно получить зависимость плотности плазмы
от расстояния в предположении постоянства
В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер, А. И. Бойко, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, А. Лекашо
130 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
линейной скорости источника излучения. Нужно
отметить, что имеются работы, в которых
зависимость скорости дрейфа от частоты оп-
ределялась по другому закону [7-9].
На любой выбранной частоте всплеск III
типа имеет характерный временной профиль –
быстрый подъем и более медленный спад. Как
показали наблюдения, длительность T всплес-
ков III типа увеличивается с уменьшением
частоты по закону близкому к 220T f= [2].
Она обычно определяется либо частотой столк-
новений частиц в плазме [1-4, 10], либо прост-
ранственными размерами потоков быстрых
частиц [2, 10].
Значения потоков излучения всплесков III типа
изменяются в широких пределах. Вплоть до
частот декаметрового диапазона потоки имеют
тенденцию расти с понижением частоты [2].
В декаметровом диапазоне длин волн наблю-
даются всплески похожие на всплески III типа,
которые связаны со всплесками IV типа, и яв-
ляется тонкой структурой всплесков IV типа [11].
На более высоких частотах они носят назва-
ние “файбер-всплески” [12]. Скорости дрейфа
и длительности этих всплесков близки к зна-
чениям скоростей дрейфа и длительностям
обычных всплесков, но потоки их умеренные,
не превышающие, как правило, 100 с. е. п.
22 2(1 с. е. п. 10 Вт (м Гц))−= ⋅ в декаметровом
диапазоне длин волн. Эти всплески могут иметь
“неправильные” скорости дрейфа (дрейф от низ-
ких частот к высоким). Такие всплески наблю-
даются как в излучении, так и в поглощении.
Все это отличает их от обычных всплесков
III типа, и их изучению будет посвящена от-
дельная работа. Всплески с потоками больши-
ми 100 с. е. п., по-видимому, не связаны со
всплесками IV типа, и их можно отнести к обыч-
ным всплескам III типа.
В настоящей работе мы исследуем свойства
мощных всплесков III типа (потоки больше
19 210 Вт (м Гц))− ⋅ на частотах 10 30÷ МГц.
Особое внимание уделяется изучению зави-
симостей скорости дрейфа, длительности, час-
тотной ширины и потока излучения всплесков
от частоты наблюдения, а также того, как
они изменяются в зависимости от местополо-
жения активных областей на диске Солнца.
Обсуждаются следствия полученных резуль-
татов для моделей солнечной короны и моде-
лей потоков электронов, ответственных за
эти всплески.
2. Инструменты
Мощные всплески III типа, обсуждаемые в
статье, наблюдались на радиотелескопе УТР-2
в июле и августе 2002 г. Во время наблюдений
использовались 3 секции телескопа общей пло-
щадью 50000 м2, что давало диаграмму на-
правленности телескопа 1 13 .°× ° Регистрация
производилась с помощью цифрового спектраль-
ного поляриметра (DSP) [13], который обеспе-
чивал высокое частотное (12 кГц) и временное
(от 20 до 100 мс) разрешения в полосе частот
от 18 до 30 МГц. Кроме того, использовался
также 60-канальный спектрометр с временным
разрешением до 10 мс и частотным разреше-
нием 300 кГц в полосе частот от 10 30÷ МГц.
3. Наблюдения
В течение июля–августа 2002 г. по диску
Солнца проходило несколько активных областей.
В июле наибольшее количество мощных
всплесков III типа было зарегистрировано 17
июля (рис. 1, a), когда активная область №249
(рис. 2, а) находилась в 10 20° ÷ ° к западу от
Рис. 1. Распределение мощных всплесков III типа
в июле (а) и августе (б) 2002 г.
Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн
131Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
центрального меридиана, 19 июля, когда эта
же область находилась в 40° к западу, а ак-
тивная область №256 – в 40° к востоку от
центрального меридиана (рис. 2, б) и 26 июля,
когда активная область №260 располагалась
в 30 40° ÷ ° к востоку от центрального мери-
диана. В августе также было три дня когда
количество мощных всплесков было наиболь-
шим (рис. 1, б). 17 августа активная область
№289 была в 10° к востоку от центрального
меридиана (рис. 2, в), 21 августа эта область
уже была в 50° к западу, а активная область
№299 в 60° к востоку от центрального мери-
диана (рис. 2, г), и, наконец, 26 августа актив-
ная область №299 находилась в 20° к западу
от центрального меридиана. Отсюда мы де-
лаем вывод о том, что наиболее эффективны-
ми в генерации этих всплесков были активные
области №249, №289 и №299. Другие актив-
ные области, в частности №260, не являлись
столь эффективными. В дни, когда наблюда-
лись мощные всплески III типа, регистрирова-
лись также обычные всплески III типа. Эти
всплески наблюдались одновременно с очень
похожими по своим параметрам (длительнос-
тям и скоростям дрейфа) файбер-всплесками,
которых было очень много в дни, когда реги-
стрировались всплески IV типа (7, 11, 12, 14,
17, 24 июля и 7, 11, 23, 25, 28 августа). По-
видимому, файбер-всплески генерируются
в среде, отличающейся от средней короны.
Например, среди них имеются всплески с “не-
правильным” частотным дрейфом. Наблюда-
лось также значительное число всплесков
в поглощении, но со скоростями дрейфа и дли-
тельностями близкими к скоростям дрейфа
Рис. 2. Положение активных областей №249, №256, №289 и №299 на диске Солнца 17 июля (а), 19 июля (б),
17 августа (в) и 21 августа (г) 2002 г. (данные взяты на сайте <http://www.gao.spb.ru>)
В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер, А. И. Бойко, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, А. Лекашо
132 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
и длительностям обычных всплесков III типа.
Мощные всплески III типа в основном наблю-
дались в дни (рис. 1, рис. 2), когда активная
область находилась либо вблизи центрально-
го меридиана, либо в 40 60° ÷ ° к востоку или
западу от центрального меридиана, и, по-ви-
димому, их появление никак не коррелирует
с наличием всплесков IV типа. Поэтому их
свойства определяются средней короной.
4. Свойства мощных всплесков
III типа
Пример мощного всплеска III типа на фоне
обычных всплесков III типа показан на рис. 3.
Видно, что этот всплеск имеет несимметрич-
ный профиль (рис. 3, б). Но это не является
правилом, наблюдаются также всплески с
симметричным временным профилем. Для
статистического анализа свойств всплесков
область частот наблюдения была разделена
нами на частотные полосы 10 13,÷ 13 15,÷
15 20,÷ 20 25÷ и 25 30÷ МГц, в которых оп-
ределялись значения следующих параметров:
скорости дрейфа всплеска, его длительности,
мгновенной частотной полосы и потока. Счи-
талось, что эти значения имеют всплески на
частотах соответственно 11.5, 14, 17.5, 22.5
и 27.5 МГц. При получении функциональных
зависимостей от частоты находились средние
значения этих параметров в каждой полосе для
каждого дня наблюдений. Всего, таким обра-
зом, было проанализировано около 400 мощ-
ных всплесков III типа – 163 всплеска в июле
и 231 всплеск в августе 2002 г.
Скорость дрейфа
Одним из важнейших параметров всплес-
ков III типа, по которому их относят к данному
типу всплесков, является скорость частотного
дрейфа. Считается [2], что в декаметровом
диапазоне длин волн скорость дрейфа в основ-
ном лежит в пределах 2 4÷ МГц/с. Наши из-
мерения показали, что для всех мощных всплес-
ков III типа скорости дрейфа меньше и изме-
няются в большинстве случаев в пределах
1 2.5÷ МГц/с, но в отдельных случаях этот диа-
пазон расширяется до значений 0.4 4÷ МГц/с.
При этом большие скорости дрейфа регистри-
руются в области высоких частот, а малые –
в области низких.
Чрезвычайно важной является зависимость
средних значений скоростей дрейфа от частоты.
Это связано с тем, что, как уже говорилось
выше, используя уравнение, связывающее
скорость дрейфа с линейной скоростью источ-
ника излучения при плазменном механизме
излучения [3],
d d d ,
d d d s
f f n v
t n r
=
где n – плотность плазмы, r – расстояние от
Солнца, sv – скорость источника, можно из
наблюдательных данных получить зависи-
мость плотности плазмы от высоты, т. е., по
сути, восстановить модель короны. В первой
работе, посвященной изучению свойств всплес-
ков III типа [14], в которой Вайлд определял
зависимость скорости дрейфа от частоты для
Рис. 3. Мощный всплеск III типа на фоне бури обыч-
ных всплесков III типа: его динамический спектр
(а) и профиль на частоте 13.4 МГц (б)
Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн
133Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
отдельных всплесков, наблюдавшихся в об-
ласти частот 70 130÷ МГц, была получена
линейная зависимость
d d ,f t Af= − (1)
с коэффициентом A изменяющимся в преде-
лах от 0.16 до 0.5 c–1. Позже частотная зави-
симость скорости дрейфа анализировалась нео-
днократно в других диапазонах частот. Алва-
рец и Хэддок в 1973 г. [6] аппроксимировали
эту зависимость в широком диапазоне частот
от 75 кГц до 550 МГц формулой
1.84d d 0.01 ,f t f= − (2)
в которой частота измеряется в мегагерцах,
а скорость дрейфа – в мегагерцах в секунду.
Мы построили по нашим данным аналогич-
ные зависимости для мощных всплесков III
типа в диапазоне частот 10 30÷ МГц для каж-
дого дня наблюдений. На рис. 4 приведены
Рис. 4. Зависимости скорости частотного дрейфа от частоты для 17 июля (а), 19 июля (б), 26 июля (в),
17 августа (г), 21 августа (д) и 26 августа (е) 2002 г.: сплошная линия – наблюдения, штриховая –
значения, полученные по формуле (2)
В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер, А. И. Бойко, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, А. Лекашо
134 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
эти зависимости для дней, когда наблюдалось
наибольшее количество мощных всплесков III
типа. Для сравнения показана зависимость для
модуля скорости дрейфа, которая дается фор-
мулой Алвареца и Хэддока (2) [6]. Видно, что
данные наблюдений систематически отлича-
ются от значений, даваемых формулой (2),
во всех рассмотренных случаях скорость дрей-
фа линейно растет с частотой. Более того,
такая же линейная зависимость имеется и для
дней, когда регистрировались мощные всплес-
ки III типа. Это дает нам основание утверж-
дать, что в области частот 10 30÷ МГц зави-
симость скорости дрейфа от частоты хорошо
описывается линейной функцией. Мы аппрок-
симировали для каждого дня зависимость
скорости частотного дрейфа от частоты урав-
нением
d d .f t Af В= − +
В таблице приведены значения коэффициен-
тов A и B для ряда дней. Видно, что при про-
хождении диска Солнца активной областью
№249 (15-19 июля 2002 г.) постоянная A близ-
ка к значению 0.09 c–1. В случае, когда актив-
ная область №256 была вблизи центрального
меридиана (26 июля), постоянная A была боль-
ше, 0.12 c–1. В августе 2002 г. постоянная A в
большинство дней составляла около 0.08 c–1.
Отсюда следует, что коэффициент A опреде-
ляется активной областью. Как будет видно
из дальнейшего, обратная величина коэффици-
ента A есть ни что иное, как размер неоднород-
ности короны, в которой распространяются
быстрые электроны и происходит генерация
радиоизлучения всплесков III типа. А это оз-
начает, что над каждой активной областью
формируется корональная плазма со своим за-
коном спадания плотности с высотой. Коэф-
фициент B в подавляющем большинстве слу-
чаев не превышает 10 % от измеренной ско-
рости дрейфа, а поэтому можно считать зави-
симость скорости дрейфа от частоты вида (1),
предложенную Вайлдом, справедливой. Коэф-
фициент A в (1) несколько выше полученного
нами, но нужно иметь ввиду, что Вайлд полу-
чил значения A только для десяти наблюдав-
шимся им всплесков. Поэтому чрезвычайно
важно было бы, с одной стороны, увеличить
число анализируемых всплесков в диапазоне
частот 70 130÷ МГц для более точного опре-
деления коэффициента A в этой области частот,
а с другой стороны, расширить полосу анализа
в низкочастотную область для выяснения воп-
роса о характере изменения этого коэффициен-
та при переходе от метрового диапазона к де-
каметровому.
Представляет также интерес обсудить,
как изменяется скорость дрейфа в зависимо-
сти от местоположения активной области на
диске Солнца. С 10 по 16 июля по диску
Солнца проходила только одна активная об-
ласть №249. Поэтому естественно предпо-
ложить, что мощные всплески, которые на-
блюдались в эти дни, были связаны исключи-
тельно с нею. Изменение скорости дрейфа
в зависимости от положения активной облас-
ти на диске Солнца показано на рис. 5. Видно,
что скорость частотного дрейфа растет с при-
ближением активной области к централь-
ному меридиану, который она пересекает
16 июля. Если считать, что увеличение ско-
рости происходит исключительно за счет из-
менения угла, под которым видна активная
Таблица. Значения коэффициентов A и B для ряда
дней наблюдений
Дата A, c–1 B, МГц/c
15.07 0.09 0.008± 0.1 0.221±
16.07 0.09 0.007± 0.2 0.377±
17.07 0.09 0.004± 0.1 0.230±
19.07 0.09 0.002± 0.3 0.039±
26.07 0.12 0.024± 0.5 0.149±
17.08 0.08 0.009± 0.2 0.348− ±
18.08 0.08 0.005± 0.2 0.349− ±
19.08 0.08 0.007± 0.05 0.225− ±
20.08 0.08 0.008± 0.2 0.368− ±
21.08 0.10 0.011± 0.2 0.021− ±
25.08 0.07 0.016± 0.04 0.218− ±
26.08 0.08 0.002± 0.1 0.078±
Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн
135Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
область с Земли, то можно, воспользовавшись
известной формулой [15]
d d d ,
d d d cos
s
s
сvf f n
t n r с v
=
− β
где β – долготный угол активной области, оце-
нить скорость источника мощных всплесков
III типа. Она оказывается равной (0.2 0.3) ,c÷
что обычно и предполагается для источников
всплесков III типа.
Обсудим, что дает обнаруженная нами
линейная зависимость скорости дрейфа от
частоты. В предположении, что излучение
происходит на местной плазменной частоте
pef f= (первая гармоника), имеем следую-
щую формулу, связывающую скорость дрей-
фа и скорость источника излучения [9]:
d 1 d .
d 2 d s
F
f nf v
t n r
⎛ ⎞ =⎜ ⎟⎝ ⎠
(3)
Сравнивая (1) и (3), получаем уравнение
1 d .
2 d s
nA v
n r
= −
Учитывая, что A постоянная величина, не за-
висящая от частоты, и в предположении, что
скорость источника излучения не меняется,
для плотности плазмы солнечной короны по-
лучаем выражение
0 exp( 2 ),sn n Ar v= − (4)
где 0n – нормировочная константа. Считая, что
скорость электронов, ответственных за мощные
всплески III типа, (0.2 0.3) ,sv c= ÷ получаем
для размера неоднородностей, 1d d ,a n n r −=
над активными областями №289 и №249 зна-
чения 10(4 6) 10÷ ⋅ и 10(3 5) 10÷ ⋅ см соответст-
венно. Интересным представляется тот факт,
что при экспоненциальной модели плотности
корональной плазмы (4) скорость дрейфа вто-
рой гармоники
d 1 d
d 2 d s
H
f nf v
t n r
⎛ ⎞ =⎜ ⎟⎝ ⎠
определяется таким же выражением, что и
для первой гармоники. А это означает, что их
скорости дрейфа на одной и той же частоте
одинаковы, и их невозможно отличить по это-
му параметру. Различаться гармоники могут
по длительности, мгновенной частотной поло-
се и потоку.
Частотная ширина
Еще одной важной характеристикой всплес-
ков III типа является мгновенная частотная
ширина. Как правило частотная ширина рас-
тет с частотой. Построенная по средним зна-
чениям на каждой частоте для периода наб-
людений такая зависимость (см. рис. 6) пред-
ставляет собой линейную функцию
,f Cf DΔ = +
где 0.6,C = а 3D = МГц. Интересным пред-
ставляется факт, что согласно нашим данным
среднее значение частотной ширины на лю-
бой частоте практически не изменяется с ме-
стоположением активной области на диске
Рис. 5. Изменение скорости дрейфа мощных всплес-
ков III типа в зависимости от местоположения
активной области №249 на диске Солнца в июле
2002 г.: сплошная кривая – наблюдения, штрихо-
вая – теоретическая кривая
В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер, А. И. Бойко, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, А. Лекашо
136 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
Солнца. По нашему мнению, это указывает
на то, что частотная ширина определяется
исключительно процессами, происходящими
в месте генерации излучения, и не связана
с эффектами распространения. Так как эле-
ментарным процессом, отвечающим за фор-
мирование излучения на первой гармонике, яв-
ляется рассеяние ленгмюровской волны на
ионах плазмы с трансформацией в попереч-
ную волну, ,l i t i+ = + с частотой, равной ме-
стной плазменной частоте, и шириной спектра
излучения
0.6 ,pef fΔ ≈ (5)
где
2
,pe
e
e nf
m
=
π
можно найти lkΔ – ширину
спектра ленгмюровских волн, которые воз-
буждаются быстрыми электронами на раз-
личных высотах в короне Солнца. Из (5) и
закона дисперсии для ленгмюровских волн,
2 2 23 ,l pe l Tek vω = ω + получаем
0.7 ,l pe Tek vΔ ≈ ω (6)
где Tev – тепловая скорость электронов. То
есть при удалении от Солнца ширина спектра
ленгмюровских волн уменьшается.
Если наблюдаемые мощные всплески III
типа представляют собой вторую гармонику
излучения, которая, как известно, появляется
за счет процессов слияния ленгмюровских
волн, ,l l t+ = то для обеспечения наблюдае-
мой частотной ширины fΔ требуется более
узкая ширина спектра плазменных волн. Из
закона сохранения импульса, 1 2 ,l l tk k k+ = для
процесса l l t+ = получаем, что 2 .t lk kΔ ≈ Δ
Учитывая закон дисперсии для поперечных
волн, 2 2 2 ,pe tk cω = ω + находим
3 .l pek cΔ ≈ ω (7)
Сравнивая выражения (6) и (7), видим, что для
наблюдаемой частотной ширины всплесков III
типа требуется более узкий спектр ленгмю-
ровских волн в случае, если эти всплески ге-
нерируются на второй гармонике плазменной
частоты, чем в случае генерации на первой
гармонике.
Длительность
Еще в первой работе по исследованию
свойств всплесков III типа [14] Вайлд отмечал,
что длительность всплесков III типа увеличи-
вается с уменьшением частоты. Позже [2] была
получена формула
220 ,T f= (8)
где частота измеряется в мегагерцах, а вре-
мя в секундах, которая справедлива в широ-
ком диапазоне частот. Рядом авторов выс-
казывалось предположение, что длитель-
ность всплесков обратно пропорциональна
частоте столкновений, и на этом основании
делался вывод, что затухание всплесков обус-
ловлено столкновениями частиц в плазме.
Измеренные нами длительности на частотах
в диапазоне 10 30÷ МГц представлены на
рис. 7. Видно, что длительности в области
низких частот систематически меньше тех,
что даются эмпирической зависимостью (8),
в то время как на больших частотах длитель-
ности близки к тем, что получаются из (8).
Таким образом, согласно нашим наблюде-
ниям зависимость длительности от частоты
не такая крутая. Нужно отметить, что наб-
Рис. 6. Зависимость мгновенной частотной шири-
ны мощных всплесков III типа от частоты, пост-
роенная по данным за июль–август 2002 г.
Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн
137Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
людалось даже уменьшение длительности
с уменьшением частоты. Но это происходи-
ло преимущественно в дни, когда количество
всплесков было невелико, т. е. статистически
такие значения нельзя считать значимыми.
Анализ зависимости длительности мощных
всплесков III типа на различных частотах от
местоположения активных областей на дис-
ке Солнца показал, что наименьшие длитель-
ности отмечались 16 июля и 17 августа, т. е.
в дни, когда активные области находились
вблизи центрального меридиана. С удале-
нием от центрального меридиана длитель-
ность всплесков увеличивалась. Причину
этого мы видим в том, что длительность
является производной величиной от скорости
дрейфа и частотной полосы:
1(d d ) .T f f t −= Δ (9)
Поскольку, как мы отмечали выше, час-
тотная ширина практически не зависит от
Рис. 7. Зависимость длительности мощности
всплесков III типа от частоты для 16 июля (а)
и 17 августа (б) 2002 г.: сплошная кривая – наблю-
дательные данные, штриховая кривая – значения,
полученные по формуле (8)
местоположения активной области на диске
Солнца, а скорость дрейфа приобретает наи-
большие значения в дни, когда активная об-
ласть пересекает центральный меридиан, дли-
тельность всплесков (9) должна быть в эти
дни наименьшей, что согласуется с резуль-
татами наблюдений. Таким образом, дли-
тельность определяется не частотой столкно-
вения частиц или пространственным разме-
ром потока электронов, а связана с шириной
спектра ленгмюровских волн и скоростью быст-
рых электронов.
Потоки
Наблюдения в широком диапазоне частот [2]
показывают, что поток обычных всплесков III
типа растет с увеличением длины волны наб-
людения вплоть до декаметрового диапазона.
При еще меньших частотах поток излучения
медленно уменьшается. Мы исследовали за-
висимость потока отдельных мощных всплес-
ков от частоты в диапазоне 10 30÷ МГц.
В августе, как правило, потоки всплесков
уменьшались с частотой, но в некоторые дни
мы отмечали обратную зависимость. Были
дни, когда наблюдалось вначале увеличение по-
тока с частотой, а начиная с некоторой час-
тоты – уменьшение. В июле в основном отме-
чался монотонный рост потока с уменьшением
частоты, и только в отдельные дни зависимость
была более сложной. Таким образом, на часто-
тах 10 30÷ МГц в основном подтвердился рост
потока всплесков III типа с уменьшением
частоты наблюдения.
Мы пытались также найти связь потока
излучения со скоростью дрейфа и длительно-
стью всплесков. В большинстве случаев по-
ток растет с уменьшением скорости дрейфа,
что является неожиданным, так как представ-
ляется, что поток излучения должен был бы
расти с увеличением скорости дрейфа, т. е.
скорости электронов, а следовательно, и энер-
гии излучающих электронов. Но такая ситуа-
ция наблюдалась только 16 июля, 25 и 26 ав-
густа, а в другие дни – только в отдельных
частотных диапазонах. Что касается связи по-
тока и длительности, то мы не нашли какой-
либо определенной зависимости между этими
величинами.
В. Н. Мельник, А. А. Коноваленко, Х. О. Рукер, А. И. Бойко, В. В. Доровский, Э. П. Абранин, А. Лекашо
138 Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
Заключение
Мощные всплески III типа на частотах
10 30÷ МГц наблюдались в дни, когда актив-
ная область находилась либо вблизи централь-
ного меридиана, либо в 40 60° ÷ ° к востоку
или западу от центрального меридиана. Наи-
более интересным и неожиданным результа-
том явилось то, что скорости дрейфа этих
всплесков изменялась примерно от 1 МГц/с
на 10 МГц до 2.5 МГц/с на 30 МГц, причем
зависимость скорости дрейфа от частоты была
линейной. Такое возможно, если на соответству-
ющих высотах плотность корональной плазмы
изменяется по экспоненциальному закону. Если
скорости источников мощных всплесков име-
ют скорости 0.3 ,c то характерные размеры нео-
днородности над активными областями, с ко-
торыми связаны наблюдаемые мощные всплес-
ки III типа, равны 10(3 6) 10a = ÷ ⋅ см. Мгно-
венная частотная ширина мощных всплесков
III типа увеличивается линейно с частотой
и не зависит от местоположения активной
области на диске Солнца. Она определяется
шириной спектра ленгмюровских волн. В слу-
чае генерации излучения на первой гармо-
нике ширина спектра ленгмюровских волн
описывается формулой 0.7 ,l pe Tek vΔ ≈ ω а
в случае излучения на второй гармонике –
3 .l pek cΔ ≈ ω Скорость дрейфа и мгновен-
ная частотная ширина определяют длитель-
ность мощных всплесков III типа, которая
в основном изменяется от 6 с на 30 МГц до
12 с на 10 МГц. Построенная по наблюдатель-
ным значениям зависимость длительности
от частоты отличается от эмпирической зави-
симости 220 ,T f= полученной для широко-
го диапазона изменения частоты. Поток мощ-
ных всплесков III типа в основном имеет тен-
денцию к увеличению с понижением частоты,
хотя имеются дни, когда наблюдается более
сложная и даже обратная зависимость.
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. Wild J. P., Smerd S. F. Radio Bursts from the Solar
Corona // Annu. Rev. Astron. Astrophys. – 1972. –
Vol. 10. – P. 159-196.
2. Bursts of type III and type V. In Solar Radiophysics /
Suzuki S. and Dulk G. A. / Ed. By N. J. McLean and
N. R. Labrum. – Cambridge: Cambridge University Press,
1985. – 516 p.
3. Smith D. F., Davis W. D. Type III Radio Bursts and
Their Interpretation // Space Sci. Rev. – 1975. – Vol. 16,
No. 1-2. – P. 91-144.
4. Solar Radio Group Utrecht Type III Bursts // Space Sci.
Rev. – 1975. – Vol. 16, No. 1-2. – P. 45-89.
5. Ginzburg V. L., Zhelezniakov V. V. On the Possible
Mechanisms of Sporadic Solar Radio Emission (Radia-
tion in an Isotropic Plasma) // Astron. Zh. (Sov. As-
tron). – 1959. – Vol. 35. – P. 694 – 705.
6. Alvarez H., Haddock F. T. Solar wind density model from
km–wave Type III bursts // Sol. Phys. – 1973. – Vol. 29. –
P. 197-209.
7. Newkirk Gordon, Jr. The Solar Corona in Active Re-
gions and the Thermal Origin of the Slowly Varying
Component of Solar Radio Radiation // Astrophys. J. –
1961. – Vol. 133. – P. 983-1013.
8. Bougeret J.-L., King J. H., Schwenn R. Solar radio burst
and in situ determination of interplanetary electron den-
sity // Sol. Phys. – 1984. – Vol. 90. – P. 401-412.
9. Mann G., Jansen F., MacDowall R. J., Kaiser M. L.,
Stone R. G. A heliospheric density model and type III
radio bursts // Astron. Astrophys. – 1999. – Vol. 348. –
P. 614-620.
10. Elgaroy O., Lyngstad E. High-resolution observations
of Type III solar radio bursts // Astron. Astrophys. –
1972. – Vol. 16, No. 1 – P. 1-12.
11. Melnik V. N., Konovalenko A. A. , Brazhenko A. I.,
Rucker H., Abranin E. P., Dorovskyy V. V., Lecacheux A.,
Lonskaya A. S. The bursts in emission and absorption
as a fine structure of Type IV bursts / Proc. Gamov
memorial international conference dedicated to 105-th
anniversary of George Gamov “Аstrophysics and cos-
mology after Gamov: recent progress and new hori-
zons”. – Odessa (Ukraine). – 2009. – P. 37.
12. Chernov G. P. Fine Structure of Solar Radio Bursts
Observed at Decametric and Hectometric Waves // Sol.
Phys. – 2007. – Vol. 241. – P. 145-169.
13. New digital spectrometers for ground based decame-
ter radio astronomy. In Planetary Radio Emissions IV /
Kleewein P., Rosolen C. and Lecacheux A. / Ed. by
H. O. Rucker, S. J. Bauer, A. Lecacheux. – Vienna: Aust-
rian Academy of Sciences Press, 1997. – 518 p.
14. Wild J. P. Observations of the Spectrum of High-In-
tensity Solar Radiation at Metre Wavelengths. III. Iso-
lated Bursts // Aust. J. Scientific Res. – 1950. – Vol. 3. –
P. 541 – 557.
15. Hartz T. R. Type III solar radio noise bursts hectome-
ter wavelengths // Planet. Space Sci. – 1969. – Vol. 17. –
P. 267-287.
Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн
139Радиофизика и радиоастрономия, 2010, т. 15, №2
Властивості потужних сонячних
сплесків III типу в декаметровому
діапазоні довжин хвиль
В. М. Мельник, О. О. Коноваленко,
Х. О. Рукер, А. І. Бойко, В. В.
Доровський, Е. П. Абранін , А. Лекашо
Аналізуються властивості потужних (потоки
понад 19 210 Вт (м Гц))− ⋅ сплесків III типу, які
спостерігались у липні – серпні 2002 р. на ра-
діотелескопі УТР-2 на частотах 10 30÷ МГц.
Було виявлено, що найбільша їх кількість реєст-
рувалась у дні, коли активна область знаходи-
лась поблизу центрального меридіану, а також
у дні, коли вона лежала десь 40 60° ÷ ° на схід
або захід від нього. Усі сплески дрейфують
від високих частот до низьких, а їх швидкості
частотного дрейфу головно лежать у межах
1 2.5÷ МГц/с. В усі дні спостережень швид-
кість дрейфу лінійно зростає з частотою. Три-
валості потужних сплесків III типу головно
змінюються у межах від 6 до 12 с з меншими
значеннями на вищих частотах. Миттєва час-
тотна ширина сплесків не залежить від дня
спостереження та лінійно зростає з частотою.
Дані спостережень інтерпретуються у рамках
стандартної плазмової моделі генерації випро-
мінювання сплесків III типу.
Properties of Powerful Solar Type III
Bursts at Decameter Wavelengths
V. N. Melnik, A. A. Konovalenko,
H. O. Rucker, A. I. Boiko,
V. V. Dorovskyy, E. P. Abranin ,
and A. Lecacheux
The properties of powerful (larger than
19 210 W (m Hz))− ⋅ Type III bursts observed
in July-August 2002 using the UTR-2 radio tele-
scope at frequencies 10 30÷ MHz are analyzed.
The majority of these bursts were found to be
observed on the days when an active region was
located near the central meridian or at 40 60° ÷ °
eastwards or westwards from it. All these bursts
drift from high frequencies to low ones, their fre-
quency drift rates being within 1 2.5÷ MHz/s
in most cases. The frequency drift rate increases
linearly with frequency for all days of observa-
tions. Duration of powerful Type III bursts varies
within 6 12÷ s with smaller values at high fre-
quencies. Instantaneous frequency widths of these
bursts do not depend on the day of observations
and show a linear growth with frequency. The
results of these observations are discussed in the
frame of the plasma model for the Type III bursts
generation.
|
| id | nasplib_isofts_kiev_ua-123456789-60096 |
| institution | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| issn | 1027-9636 |
| language | Russian |
| last_indexed | 2025-12-07T17:32:52Z |
| publishDate | 2010 |
| publisher | Радіоастрономічний інститут НАН України |
| record_format | dspace |
| spelling | Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Бойко, А.И. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. 2014-04-11T14:49:43Z 2014-04-11T14:49:43Z 2010 Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн / В.Н. Мельник, А.А. Коноваленко, Х.О. Рукер, А.И. Бойко, В.В. Доровский, Э.П. Абранин, А. Лекашо // Радиофизика и радиоастрономия. — 2010. — Т. 15, № 2. — С. 129–139. — Бібліогр.: 15 назв. — рос. 1027-9636 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60096 523,985,771 Анализируются свойства мощных (потоки больше 10⁻¹⁹ Вт (м² ⋅Гц)) всплесков III типа, которые наблюдались в июле–августе 2002 г. на радиотелескопе УТР-2 на частотах 10 ÷30 МГц.
 Было обнаружено, что наибольшее их число регистрировалось в дни, когда активная область
 находилась вблизи центрального меридиана, и в дни, когда она отстояла на 40° ÷ 60° к востоку
 или западу от него. Все всплески дрейфуют от высоких частот к низким, а их скорости частотного дрейфа в основном лежат в пределах 1÷ 2.5 МГц/с. Во все дни наблюдений скорость
 дрейфа линейно растет с частотой. Длительности мощных всплесков III типа в основном изменяются в пределах от 6 до 12 с с меньшими значениями на больших частотах. Мгновенная
 частотная ширина всплесков практически не зависит от дня наблюдений и линейно растет
 с частотой. Наблюдательные данные интерпретируются в рамках стандартной плазменной модели генерации излучения всплесков III типа. Аналізуються властивості потужних (потоки
 понад 10⁻¹⁹ Вт (м² ⋅Гц)) сплесків III типу, які
 спостерігались у липні – серпні 2002 р. на радіотелескопі УТР-2 на частотах 10 ÷30 МГц.
 Було виявлено, що найбільша їх кількість реєструвалась у дні, коли активна область знаходилась поблизу центрального меридіану, а також
 у дні, коли вона лежала десь 40° ÷ 60° на схід
 або захід від нього. Усі сплески дрейфують
 від високих частот до низьких, а їх швидкості
 частотного дрейфу головно лежать у межах
 1÷ 2.5 МГц/с. В усі дні спостережень швидкість дрейфу лінійно зростає з частотою. Три-
 валості потужних сплесків III типу головно
 змінюються у межах від 6 до 12 с з меншими
 значеннями на вищих частотах. Миттєва частотна ширина сплесків не залежить від дня
 спостереження та лінійно зростає з частотою.
 Дані спостережень інтерпретуються у рамках
 стандартної плазмової моделі генерації випромінювання сплесків III типу. The properties of powerful (larger than
 10⁻¹⁹ W (m² ⋅Hz)) Type III bursts observed
 in July-August 2002 using the UTR-2 radio telescope
 at frequencies 10 ÷30 MHz are analyzed.
 The majority of these bursts were found to be
 observed on the days when an active region was
 located near the central meridian or at 40° ÷ 60°
 eastwards or westwards from it. All these bursts
 drift from high frequencies to low ones, their frequency
 drift rates being within 1÷ 2.5 MHz/s
 in most cases. The frequency drift rate increases
 linearly with frequency for all days of observations.
 Duration of powerful Type III bursts varies
 within 6 ÷12 s with smaller values at high frequencies.
 Instantaneous frequency widths of these
 bursts do not depend on the day of observations
 and show a linear growth with frequency. The
 results of these observations are discussed in the
 frame of the plasma model for the Type III bursts
 generation. ru Радіоастрономічний інститут НАН України Радиофизика и радиоастрономия Радиоастрономия и астрофизика Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн Властивості потужних сонячних сплесків III типу в декаметровому діапазоні довжин хвиль Properties of Powerful Solar Type III Bursts at Decameter Wavelengths Article published earlier |
| spellingShingle | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн Мельник, В.Н. Коноваленко, А.А. Рукер, Х.О. Бойко, А.И. Доровский, В.В. Абранин, Э.П. Лекашо, А. Радиоастрономия и астрофизика |
| title | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_alt | Властивості потужних сонячних сплесків III типу в декаметровому діапазоні довжин хвиль Properties of Powerful Solar Type III Bursts at Decameter Wavelengths |
| title_full | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_fullStr | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_full_unstemmed | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_short | Свойства мощных солнечных всплесков III типа в декаметровом диапазоне длин волн |
| title_sort | свойства мощных солнечных всплесков iii типа в декаметровом диапазоне длин волн |
| topic | Радиоастрономия и астрофизика |
| topic_facet | Радиоастрономия и астрофизика |
| url | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/60096 |
| work_keys_str_mv | AT melʹnikvn svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT konovalenkoaa svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT rukerho svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT boikoai svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT dorovskiivv svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT abraninép svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT lekašoa svoistvamoŝnyhsolnečnyhvspleskoviiitipavdekametrovomdiapazonedlinvoln AT melʹnikvn vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT konovalenkoaa vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT rukerho vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT boikoai vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT dorovskiivv vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT abraninép vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT lekašoa vlastivostípotužnihsonâčnihspleskíviiitipuvdekametrovomudíapazonídovžinhvilʹ AT melʹnikvn propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths AT konovalenkoaa propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths AT rukerho propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths AT boikoai propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths AT dorovskiivv propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths AT abraninép propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths AT lekašoa propertiesofpowerfulsolartypeiiiburstsatdecameterwavelengths |