Радиоизлучение "спокойного" Солнца, аппаратура и методика наблюдений - Что могут сделать астрономы-аматоры для современной радиоастрономии

Радиоизлучение Солнца состоит из постоянной и переменной компонентов. Радиоизлучение постоянной или "спокойной" составляющей является тепловым, наблюдается тогда, когда на солнечной поверхности нет пятен. Интенсивность излучения в сантиметровом диапазоне определяется электронной температурой верхней хромосферы, а в метровом диапазоне -- электронной температурой короны. Переменная составляющая обязана своим происхождением корональным конденсациям, образовавшимся над большими группами пятен. Корональные конденсации, или "радиопятна"-- это устойчивые образования, существующие около трех месяцев. В эпоху большой активности Солнца обе составляющие радиоизлучения имеют приблизительно одинаковую интенсивность.

Часто излучательную способность Солнца в радиодиапазоне характеризуют так называемой эффективной температурой ТЕ. Это---температура такого воображаемого раскаленного тела, имеющего размеры Солнца, которое на данной частоте излучает такой же поток энергии, как и реальное Солнце. Зная эффективную температуру, которая хорошо определена в широком диапазоне частот, поток радиоизлучения "спокойной" составляющей можно вичислить по формуле:

Где л -- длина волны принимаемого излучения в метрах, ТЕ -- эффективная температура Солнца в Кельвинах на волне л. На волне 3 см ТЕ = 10 000 К, а поток излучения СЛ = 2,М0-20 Вт/м2-Гц.

Величина сигнала от источника на выходе антенны называется антенной температурой и определяется по формуле

Где 5ЭФ -- эффективная площадь антенны в метрах, Ј = 1,38- 10~23 Вт/К-Гц -- постоянная Больцмана.

Все последующие наши расчеты будут проведены для антенны диаметром 1,5 м, которая должна работать на волне 3 см. Поверхность такой антенны должна быть изготовлена с точностью не хуже чем л/10, т. е. не хуже 3 мм. Эффективная площадь антенны равна приблизительно половине геометрической и составит около 1 м2. Антенная температура Солнца на выходе антенны будет 760 К- Этот сигнал надо выделить на фоне шумов приемного устройства и шумов антенны.

Антенными шумами называются шумы, создаваемые собственно антенной (тепловые шумы активного сопротивления антенно-фидерного тракта) и шумы, улавливаемые антенной из окружающей ее среды (излучение Земли через боковые и задний лепестки и излучение космического фона). Интенсивность этих шумов количественно оценивается физической температурой сопротивления, равного выходному сопротивлению антенны и создающего тепловые шумы, равные по мощности шумам на выходе антенны. Эта температура называется шумовой температурой антенны -- ГАнт.

Нижняя граница сигнала, который может быть обнаружен радиотелескопом, определяется чувствительностью системы (антенна и приемник) и равна

Где б -- коэффициент, зависящий от типа приемника (для описанного ниже приемника б = 2), ?f - эффективная ширина полосы частот пропускания сигнал, частота которого равна частоте модуляции, а амплитуда разности сигналов между антенной и эквивалентом. В радиоастрономических приемниках, как правило, используют детекторы с квадратичной характеристикой, чтобы выходное напряжение было пропорционально входной мощности сигнала. В таких детекторах можно использовать любой ламповый или полупроводниковый диод, имеющий квадратичную зависимость выходного тока от входного напряжения. После детектирования сигнал вначале усиливается в усилителе низкой частоты, а затем поступает на синхронный детектор, куда одновременно подается напряжение частоты модуляции. Синхронный детектор выпрямляет лишь тот сигнал, который находится в фазе с напряжением переключения входа приемника с антенны на эквивалент. Этот процесс называется демодуляцией. В результате на выходе приемника появляется сигнал, соответствующий разности температур антенны и эквивалента (эталонного генератора шума) и численно равный превышению излучения Солнца над излучением фона. Величина этого сигнала будет хаотически меняться в пределах бДГмин, которую радиоастрономы называют "шумовой дорожкой". Причина флуктуации выходного напряжения заключена в том, что в шумовом сигнале всегда есть составляющая, хаотически меняющаяся со временем и находящаяся в фазе с напряжением модуляции в произвольные моменты времени. Таким образом, флуктуации выходного напряжения нашего приемника не превысят ~4 К, при этом сигнал от Солнца будет существенно больше и составит 760 К для антенны диаметром 1,5 м.

Для регистрации такого достаточно сильного сигнала можно применить метод сканирования, т. е. прохождения источника через диаграмму направленности неподвижной антенны, заранее установленной в упрежденную точку. До вхождения Солнца в диаграмму проводится калибровка приемника, т. е. на некоторое время в антенный тракт радиометра через направленный ответвитель вводится сигнал от генератора шума, имеющего равномерное излучение в широком диапазоне частот (рис. 2).

Время прохождения источника через диаграмму антенны і = fАнт/v. Здесь v -- скорость движения источника по небесной сфере вследствие вращения Земли вокруг оси. Для источника со склонением 5 ее можно вычислить по формуле V = 15'cos д. Скорость максимальна и равна 15 угловым минутам за минуту времени для источников с нулевым склонением, т. е. лежащих на небесном экваторе. Солнце в своем видимом годичном движении по небесной сфере описывает замкнутую кривую, называемую эклиптикой, и пересекает небесный экватор в дни весеннего и осеннего равноденствий. В эти моменты скорость максимальна: у0=-157мин. В дни летнего и зимнего солнцестояний склонение Солнца будет +23,5° и --23,5°, соответственно. В расчетах нИ мы не будем учитывать скорость, с которой Солнце движется по эклиптике, поскольку это дает незначительную поправку в значение vСол.

Итак, на волне 3 см время прохождения точечного источника (цИст << цАнт) через диаграмму направленности антенны

T = цАнт/v = цАнт/15'-cosд = =5,6/cosд [мин].

Так как угловой диаметр Солнца сравним с диаграммой нашей антенны (ц0 = 0,5°, цАнт = 1,4°), то согласно упрощенным расчетам tСол?1,15t ? 16,4/cosдСол. В дни равноденствий Солнце пройдет через диаграмму (по уровню 0,5) за 6,4 мин, а в дни солнцестояний -- за 7 мин. Время одного полного цикла наблюдений Солнца, включая калибровку, можно взять около 40 мин.

Можно предложить еще один метод наблюдений -- сопровождение источника антенной. В этом случае антенна вначале наводится на область сравнения, проводится калибровка приемника, а затем антенна наводится на Солнце и осуществляется слежение за ним (рис. 3).

Радиоизлучение активного Солнца. Одним из проявлений солнечной активности являются солнечные пятна. Они образуются при выходе магнитной силовой трубки на поверхность Солнца. Образование одного или нескольких солнечных пятен приводит к появлению над ними так называемых корональных конденсаций -- плотных и горячих областей, как бы "накрывающих" активную область. Высота этих конденсаций -- около 1000 км, электронная концентрация-- порядка 4-1015 м-3, температура газа немного выше температуры короны, т. е. около 2-106 К, а площадь пятна SK < SСол/50. Над активными областями должны наблюдаться более яркие радиопятна, которые медленно меняются (за дни и недели); столь же медленно меняется радиоизлучение корональных конденсаций, поэтому его часто называют медленно меняющейся компонентой. Это радиоизлучение лучше всего наблюдать в сантиметровом диапазоне.

В период солнечной активности на диске Солнца могут существовать долгоживущие активные области, которые порою наблюдаются в течение нескольких оборотов Солнца. Например, было замечено, что магнитные бури на Земле, как следствие активности Солнца, иногда повторяются два-три раза через каждые 27 дней, что соответствует периоду полного оборота Солнца вокруг оси; причем наибольшие геофизические и гелиобиологические эффекты существуют, когда группа пятен с высокой вспышечной активностью проходит через центральный меридиан.

Можно ли наблюдать радиопятна? Как отмечалось выше крупная корональная конденсация (группа пятен) мо ет занимать почти 1/50 часть поверхности солнечного диска, а ее температура ТЕ для л = 3 см достигает 106 К. Антенную температуру конденсации, ш. е. сигнал на входе приемника, можно вычислить по формуле

Где з = SЭф/SГеом -- коэффициент использования поверхности антенны, ЩК -- телесный угол конденсации, ЩАнт -- телесный угол диаграммы направленности антенны. Пусть S ? SСол/100, тогда

Таким образом, в отдельных случаях радиоизлучение от крупных корональных конденсаций в сантиметровом диапазоне сравнимо по интенсивности с излучением спокойного Солнца. Это означает, что с рассмотренной выше аппаратурой можно наблюдать радиоизлучение и от значительно более слабых конденсаций.

Похожие статьи




Радиоизлучение "спокойного" Солнца, аппаратура и методика наблюдений - Что могут сделать астрономы-аматоры для современной радиоастрономии

Предыдущая | Следующая