POSTĘPY  ASTRONOMII
Tom XXIV (1976). Zeszyt 1, 15–31

SŁUŻBA SŁOŃCA NA CZĘSTOŚCI 127 MHz
W OBSERWATORIUM TORUŃSKIM

THE 127 MHz ROUTINE SOLAR OBSERVATIONS AT THE TORUŃ OBSERVATORY Summary In this article methods of solar observations with a simple interferometer are described in details. A new proposed definition of the variability index as well as an adopted classification of the radio events are presented and discussed. The paper contains much information for all those, who use in any form, or wish to use the Toruń 127 MHz results.

1. WSTĘP

Systemy aktualnie używane do obserwacji Słońca to wspomniane interferometry na pasma 32,5 i 127 MHz oraz niedawno uruchomiony radioteleskop na częstość 2,8 GHz.

Regularne obserwacje promieniowania Słońca na częstości 127 MHz rozpoczęto we wrześniu 1958 r. przy użyciu sterowanej anteny paraboloidalnej o średnicy 12 m oraz prostego odbiornika mocy całkowitej (I w a n i s z e w s k i 1964). Badania te prowadzono w ramach Międzynarodowego Roku Geofizycznego, a efektem analiz uzyskanych materiałów z lat 1958–1960 są korelacje stwierdzone między burzami szumowymi na falach radiowych i burzami magnetycznymi w otoczeniu Ziemi oraz wykazanie możliwości prognozowania tych ostatnich z dwudobowym wyprzedzeniem.

W październiku 1960 r. do służby wprowadzono prosty interferometr składający się z dwóch cylindryczno-parabolicznych anten oraz odbiornik przełączany. Taki system pracuje do dziś, z tym że anteny cylindryczne wymieniono (w październiku 1972 r.) na anteny płaskie (B ł a c h 1972), a nowy odbiornik zainstalowano w czerwcu 1973 r. Szczegółowy opis konstrukcji tego systemu przedstawia praca B o r k o w s k i e g o i in. (1975).

Wyniki codziennych obserwacji zestawiane są w postaci raportów miesięcznych wysyłanych następnie do zainteresowanych osób i instytucji. Materiały te są później publikowane w „Quarterly Bulletin on Solar Activity" (QBSA) wydawanym w Zürichu. Część materiału obserwacyjnego została poddana dodatkowym analizom zmierzającym w kierunku poznania natury promieniowania Słońca na falach metrowych oraz poszukiwań korelacji z innymi przejawami jego aktywności (G o r g o l e w s k i i in. 1962; H a n a s z 1964; K u s 1968a,b, 1969a,b; T y l e n d a 1970; B o r k o w s k i 1975c,d; K ę p a 1975).

2. OBSERWACJE

Głównymi czynnikami ograniczającymi czas efektywnych obserwacji dziennych jest kierunkowość systemu antenowego oraz wysokość Słońca nad horyzontem. Pierwszy z wymienionych czynników decyduje o tym, że przez cały rok obserwacje mogą być skuteczne przez ok. 7 godzin dziennie (od 8^h30^m do 15^h30^m czasu słonecznego prawdziwego miejscowego). Na czas obserwacji włącza się samopisy (ze względu na stabilność systemu odbiornik pracuje w sposób ciągły przez całą dobę) za pomocą automatycznych zegarów. Od marca 1974 r. do zapisywania obserwacji wykorzystuje się rejestratory analogowe typu LRK-l. Zwykle na jednym z rejestratorów zapisywany jest sygnał w pełnej dynamice systemu z krótką stałą czasową integracji w stopniach m.cz. (rzędu 2 s), gdy na drugim — ten sam sygnał, lecz dodatkowo wygładzony ze stałą czasową rzędu 10 s i z niepełną dynamiką. W okresach małej aktywności Słońca opracowuje się zapis jedynie drugiego rejestratora, gdzie sygnał zapisywany jest z większą czułością (czułość jest proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego ze stałej czasowej integracji). Zjawiska niezwykłe i duże poziomy continuum są opracowywane z zapisu z mniejszą stałą czasową.

Ponieważ deklinacja Słońca zmienia się znacznie w ciągu roku, dla zapewnienia możliwie zbliżonych warunków obserwacji konieczne jest okresowe poprawianie ustawienia anten w płaszczyźnie południka. Przewidziano 9 dyskretnych nachyleń anten w odstępach 6° (od –24° do 24°) dla Słońca i 2 (40° i 58°) odpowiadające deklinacji radioźródeł kalibracyjnych. Daty przestawień wyznaczono tak, by obszar o szerokości 3° z obu stron płaszczyzny przechodzącej przez anteny i kierunek największego wzmocnienia ich charakterystyki obejmował wszystkie położenia Słońca w momentach tranzytu (przejścia przez południk miejscowy). Oto ustalony w ten sposób terminarz przestawień nachylenia anten w ciągu roku: 16 I (z –24° na –18°), 9 i 25 II, 13 i 28 III, 13 IV, 1 i 25 V, 16 VII (z 24° na 18°), 12 i 30 VIII, 15 IX, 1 i 17 X, 3 i 26 XI.

Na początku dnia obserwacyjnego wykonuje się zwykle kalibrację odbiornika za pomocą standardowego generatora szumowego. Czynność ta nie jest zautomatyzowana i polega na wprowadzeniu umownych sygnałów na wejście odbiornika (w miejsce sygnału z anten). Zarejestrowanie dwóch lub trzech poziomów sygnału kalibracyjnego, ograniczających z dołu i z góry strumień pochodzący od Słońca, na ogół wystarcza do określenia rzeczywistego wzmocnienia odbiornika w danym dniu. Tylko w wyjątkowych sytuacjach, jak np. kalibracja systemu, zamierzone zmiany wzmocnienia i wymiana podzespołów odbiornika, zmiana generatora szumowego, samopisów, zasilacza itp., konieczna jest dokładniejsza kalibracja w celu wyznaczenia aktualnej charakterystyki wzmocnienia, czułości, stabilności lub innych parametrów systemu, albo samego odbiornika, samopisów czy generatora szumowego.

Dla kalibracji systemu jako całości, średnio raz na miesiąc dokonuje się obserwacji radioźródła Cassiopeia A lub Cygnus A. Wybór tych źródeł uzasadnia to, że są one najsilniejsze z radioźródeł dyskretnych (punktowych) i, co się z tym wiąże, wartość ich strumienia jest najdokładniej zmierzona metodami absolutnymi. Kalibracja taka jest jednak obarczona dwoma istotnymi wadami. Po pierwsze, deklinacja obu źródeł zbyt wiele różni się od deklinacji Słońca, co nie gwarantuje tych samych parametrów systemu antenowego w czasie kalibracji, co w czasie obserwacji Słońca (na czas kalibracji przestawia się nachylenie anten). Po drugie, wskutek szerokich wiązek anten (uzasadnionych innymi czynnikami) obydwa źródła, mimo znacznej odległości (ok. 3 godz. w rektascensji), częściowo nakładają się wywołując dudnienia interferencyjne zakłócające pomiar. Przed i po obserwacji jednego z tych źródeł wykonuje się dokładną kalibrację odbiornika, tak by wyeliminować błąd wynikający z nieliniowości jego wzmocnienia. Do opracowania kalibracji systemu brany jest pod uwagę tylko główny listek interferencyjny obserwowanego radioźródła. Kalibracja na radioźródłach pozwala określić równowartość jednostki szumów generatora używanego do kalibracji odbiornika w jednostkach gęstości strumienia promieniowania odbieranego przez anteny systemu (w radioastronomii słonecznej przyjęło się używanie tzw. jednostki słonecznej: 1 su = 10^–22 W·m^–2·Hz^–1). Zakłada się przy tym, że gęstość strumienia Cas A na częstości 127 MHz na początku 1975 r. wynosiła 1,44 su i spada o 1,22% w stosunku rocznym, a strumień Cyg A jest stały na tej częstości i ma gęstość 1,19 su (B o r k o w s k i 1975b,a).

Bardzo istotnym elementem obserwacji, zwłaszcza w czasie wzmożonej aktywności Słońca, jest nawiązanie czasowe. W Obserwatorium Toruńskim służbę czasu prowadzi się na bazie precyzyjnego zegara kwarcowego (G o r g o l e w s k i 1974) generującego impulsy w odstępach 4- i 6-minutowych (na przemian). Impulsy te dodawane są do sygnału wyjściowego odbiornika i wraz z nim rejestrowane na samopisach. Dokładność określania czasu determinowana jest głównie szybkością przesuwu taśmy samopisu (obecnie ok. 0,2 min, przy przesuwie 20 cm/godz.).

3. OPRACOWYWANIE OBSERWACJI

I. WSTĘP

Rys. 1. Ilustracja zasady prostego interferometru (a) oraz zależności kąta θ od czasu t (b). Osie rysunku (b) są zorientowane w układzie współrzędnych równikowych

Ponieważ anteny tworzą prosty interferometr, koherentne sygnały pochodzące z obu anten interferują ze sobą w liniach przesyłowych dając w punkcie poboru mocy sygnał o amplitudzie zależnej od różnicy faz i przebytych dróg. W przypadku punktowego źródła kosmicznego amplituda ta będzie się zmieniała okresowo wskutek zmiany różnicy dróg wynikającej z ruchu obrotowego Ziemi. Sytuację taką ilustruje rys. 1. Zakładając promieniowanie monochromatyczne i równe anteny łatwo można pokazać, że amplituda sygnału (napięcie) na wyjściu systemu z rys. la jest proporcjonalna do wyrażenia cos[π(d·sinθ + D)], gdzie: d i D — odległość między antenami i przesunięcie fazy odpowiadające różnicy dróg w liniach przesyłowych wyrażone w długościach fali, θ — kąt między płaszczyzną południka i kierunkiem na źródło promieniowania. Przyjmując dalej, że charakterystyka odbiornika jest kwadratowa (tzn. jego napięcie wyjściowe jest proporcjonalne do mocy sygnału wejściowego) na jego wyjściu dostaje się sygnał zmodulowany czynnikiem:

cos[2π(d·sinθ + D)].

(1)

Na rys. 1b pokazano jak kąt θ wiąże się z czasem t, czego wynikiem jest równość sinθ = sin t · cosδ, gdzie δ jest deklinacją źródła. Uwzględniając ten związek we wzorze (1) można wyznaczyć moment (w czasie słonecznym prawdziwym lub gwiazdowym w zależności od rodzaju źródła) pojawienia się n-tego ekstremum (minimum lub maksimum) interferencyjnego, korzystając np. z przekształcenia postaci:

tn = arcsin n – 2·D 2·d·cosδ ,   |n – 2D| ≤ 2d·cosδ.

(2)

Toruński interferometr (d = 10 λ, D ≈ 0,5 λ) pozwala obserwować dziennie 15–18 listków interferencyjnych pochodzących od Słońca w jednej składowej (tzw. sinus) w odstępach od 23 (południe) do 38 min. (wschód i zachód) przy deklinacji 0° lub odpowiednio od 25 do 52 min. przy deklinacji Słońca ±23°27'.

Jedna składowa interferencyjna zupełnie wystarcza do określania średnich strumieni dziennych, ale nie spełnia wszystkich wymagań stawianych przy opracowywaniu zjawisk niezwykłych, a nawet parametru zwanego zmiennością strumienia (w minimach interferencyjnych sygnał ze Słońca praktycznie znika całkowicie). Z tego powodu dane o zjawiskach uzyskane za pomocą tego instrumentu należy traktować jako niekompletne. Drugą składową (cosinus lub minus-sinus), niwelującą całkowicie ten niedostatek, można odbierać po pewnych zmianach, wymagających stosunkowo niewielkiego nakładu pracy (np. przez wprowadzenie dodatkowego odcinka ćwierć- lub półfalowego przełączanego w obwodach linii przesyłowych, a następnie synchroniczne rozdzielenie obu składowych w stopniach m.cz.).

Promieniowanie Słońca odbierane jest przez anteny wraz ze składnikami pochodzącymi od Galaktyki i otoczenia systemu. Te ostatnie nie podlegają interferencji, ponieważ ich źródła są obiektami rozciągłymi i w związku z tym na zapisie ujawniają się jako charakterystyczne tło, na którym leżą listki interferencyjne. Poziom tła galaktycznego (promieniowanie otoczenia jest w znacznym stopniu eliminowane z zapisu dzięki zastosowaniu źródła szumów porównawczych w układzie odbiornika Dicke'go) silnie zależy od kierunku na sferze niebieskiej. Na rys. 2 pokazano przebieg tego tła zarejestrowany przy nachyleniu anten odpowiadającym deklinacji 0°. Wyróżnia się tam maksimum strumienia w kierunku odpowiadającym w przybliżeniu rektascensji środka Galaktyki. Można także zauważyć mniejsze wtórne maksimum w przeciwnym kierunku, w pobliżu miejsca, w którym płaszczyzna Drogi Mlecznej przecina równik niebieski. W okresie zimy główne maksimum tła galaktycznego widoczne jest w czasie obserwacji Słońca i wówczas listki interferencyjne występują na znacznie zróżnicowanych poziomach. Różnice poziomu tła sięgają wartości 20 su, co kilkakrotnie przewyższa strumień spokojnego Słońca (ok. 3 su na tej częstości). Problem odróżnienia promieniowania tła galaktycznego od sygnału pochodzącego ze Słońca jest podstawowym na falach metrowych (np. Y a m a s h i t a 1974, 75), a metody interferometryczne wydają się być najprostszym i stosunkowo pewnym rozwiązaniem.

Opracowywanie obserwacji ma na celu odzyskanie z zapisów dziennych następujących wielkości opisujących promieniowanie Słońca:
  — średnie gęstości strumienia w godz. 9–12,12–15 i 9–15 UT,
  — informacje o przebiegu zjawisk niezwykłych, oraz
  — parametr zwany zmiennością strumienia.

Rys. 2. Przebieg tła galaktycznego na deklinacji 0° uzyskany z interferometrycznej obserwacji na częstości 127 MHz w dniach 8 i 9 lutego 1974 r. Strzałki wskazują rektascensję radioźródeł kalibracyjnych i aktualne położenie Słońca

Poniższy opis przygotowywania wyników opiera się w głównej mierze na ustnie przekazywanej tradycji metod stosowanych bez zasadniczych zmian od pierwszych toruńskich obserwacji interferometrycznych (1960 r.). Jest on również w zgodzie z ostatnimi zaleceniami Światowych Centrów Danych (World Data Centers — WDCs), wyrażonymi instrukcją opracowaną pod kierownictwem prof. T a n a k i (1974a,b).

II. ŚREDNIE DZIENNE GĘSTOŚCI STRUMIENIA (FLUX DENSITY)

tp = CET + 14m + η,

(3)

gdzie: CET — czas środkowo-europejski, 14^m — poprawka wynikająca z długości geograficznej Obserwatorium (Piwnice, 1^h14^m13^sE), a η jest równaniem czasu.

Rys. 3. Interferencyjny zapis promieniowania Słońca w czasie wzmożonej aktywności (średni strumień dnia 5 I 1975 r. wynosił 27 su) w okresie zimy na silnie zmieniającym się tle galaktycznym. Z lewej strony rysunku naniesiono kalibrację w jednostkach kTo (tu 1 kTo = 10 su)

Strumień średni w danym przedziale czasowym jest średnią arytmetyczną strumieni znalezionych z pomiaru wysokości maksimum listków znajdujących się w tym przedziale. Sposób pomiaru wysokości h listka ilustruje rys. 3. Strumień w maksimum listka wiąże się z wysokością listka i poziomem tła (liniowo interpolowanym między sąsiadującymi minimami) poprzez charakterystykę odbiornika reprezentowaną na zapisie w postaci poziomów kalibracyjnych. W celu otrzymania wartości strumienia w listku, charakterystykę odbiornika przybliża się liniowymi odcinkami pomiędzy rzeczywistymi punktami odległymi o 0,5 kT_o (kT_o jest jednostką mocy szumów generatora; obecnie przyjmuje się, że 1 kT_o = 10 su), a następnie interpolowany tak strumień wymnaża się przez czynnik zwany dalej wagą listka, wynikający z zakrzywienia charakterystyki kierunkowej systemu antenowego. Ponieważ charakterystyka ta zwykle odbiega od teoretycznej (w toruńskim przypadku obserwuje się niestabilności związane z porami roku i nachyleniem anten), koniecznością jest wyznaczanie i aktualizowanie wag na podstawie obliczeń stystycznych. Wagami statystycznymi są wtedy średnie (arytmetyczne) stosunki strumienia w listku centralnym do nieważonych strumieni w poszczególnych listkach obliczone z obserwacji spokojnego Słońca. Ważne jest, aby w tych obliczeniach uwzględniać jak największą ilość obserwacji w celu uniknięcia przypadkowych fluktuacji. Najczęściej są to obserwacje z jednego miesiąca, uzupełnione niekiedy o dane z poprzedzających go dwóch miesięcy, zatem nie więcej niż 50 obserwacji. Opracowaniu poddaje się cały dzienny materiał obserwacyjny, ale średnie dzienne i zmienność oblicza się tylko w godz. 10–16 CET. 4–5 pierwszych listków interferencyjnych wykazuje duże niestabnności wag (prawdopodobnie w wyniku odbić promieniowania Słońca od ziemi i przesłaniania przez obiekty otoczenia anten w tych kierunkach).

Rys. 4. Zapis promieniowania Słońca spokojnego z okresu letniego, w czasie, gdy jest ono obserwowane na tle wtórnego maksimum promieniowania galaktycznego

Procedury statystycznego obliczania wag oraz znajdowania strumieni opracowano (B o r k o w s k i 1974) na uniwersalną maszynę cyfrową, minikomputer MOMIK 8b w systemie automatu obrachunkowego MERA-302 oraz MERA-303. Dane z pomiarów ręcznych na zapisach przygotowuje się w postaci wydziurkowanej taśmy. Składają się na nie: kalibracja (zawierająca 16 dyskretnych punktów charakterystyki odbiornika, zwykle z przedziału 0–8 kT_o), wagi wyjściowe (17 liczb branych zwykle z obliczeń poprzedniego miesiąca) oraz dane dzienne. Dane o kalibracji i wagach przygotowuje się dla całego miesiąca, a ewentualne zmiany wzmocnienia odbiornika lub samopisów uwzględnia się przez podanie dodatkowej informacji w danych dziennych, na które składa się ponadto 17 par liczb opisujących wysokość i poziom tła każdego listka oraz informacje o przedziałach, w których będą obliczane średnie strumienie dzienne. Jeżeli istnieje potrzeba wyznaczenia nowych wag, to w czasie pierwszego obliczania program generuje dodatkowo strumienie we wszystkich listkach wyrażone w procentach listka centralnego (9-tego). Te „listki względne" są następnie uśredniane oddzielnym programem obliczającym poprawki do zastosowanych wag. Ponowne obliczanie strumieni średnich z poprawionymi wagami na ogół daje zadowalające wyniki, które zaokrąglane do liczb całkowitych są automatycznie zestawiane w tabelę stanowiącą raport miesięczny. Czas jednokrotnego przeliczania danych z całego miesiąca nie przekracza jednej godziny, a biorąc ponadto pod uwagę możliwość wielokrotnego przeliczania tych samych danych z różnymi wagami oraz łatwość znajdowania rzeczywistych wag, zastosowanie minikomputera do obliczeń po blisko dwuletniej praktyce należy ocenić jako znaczny postęp w kierunku unowocześniania służby Słońca jako całości.

III. ZJAWISKA NIEZWYKŁE (OUTSTANDING OCCURRENCES, DISTINCTIVE EVENTS)

Rys. 5. Typowe profile wybranych zjawisk niezwykłych na falach metrowych, stanowiących podstawę nowej klasyfikacji. Skale czasu i strumienia są zawarte w tab. 1

Dla scharakteryzowania zjawiska podaje się jego typ, moment rozpoczęcia się, moment głównego maksimum strumienia, czas trwania, strumień w maksimum i uśredniony na czas trwania, stopień polaryzacji promieniowania, pozycję źródła emisji (względem środka tarczy Słońca) oraz inne uwagi o specyfice zjawiska i warunkach obserwacji.

Od początku 1975 r., podobnie jak w innych tego typu obserwatoriach, w Toruniu stosuje się nową klasyfikację zjawisk niezwykłych. Jej podstawą jest nomenklatura stosowana w wydawnictwie National Oceanic and Atmospheric Administration (USA) — „Solar-Geophysical Data" (zwanym dalej SGD). Nazwa typu zjawiska składa się obecnie z symbolu cyfrowego (kod SGD) i literowego (skrót od angielskiej nazwy), pomyślanego jako ułatwienie dla nie znających klasyfikacji SGD. Obszerny wyciąg z przyjętej klasyfikacji, uzupełniony o odpowiedniki typów stosowanych do końca 1974 r. i o pewne uściślenia w zakresie ograniczeń czasu trwania i maksymalnego strumienia proponowane dla fal metrowych, zawiera tab. 1 zilustrowana rys. 5. W zakresie wyższych częstości (powyżej 600 MHz) stosuje się ponadto następujące typy: 20–23 GRF (stopniowy wzrost i spadek strumienia), 29,30 PBI (wzrost strumienia po wybuchu) i 31,32 ABS (spadek strumienia po wybuchu). Ze względu na dużą rozmaitość zjawisk, w praktyce dopuszcza się uproszczoną klasyfikację polegającą na zastąpieniu wszystkich symboli wybuchów prostych (S) jednym — 5S, typów 7, 45, 46, 48C, 47 i 49GB — nazwą 45C, a typów 40 i 41F — nazwą 40F, albo mieszanie obu klasyfikacji (T a n a k a 1975).

Tabela 1

Nowa klasyfikacja zjawisk niezwykłych na falach metrowych
stosowana w Obserwatorium Toruńskim od 1.1.1975 r.

Typ Klasyf. uprosz- czona Kod do 1974 r. Klasyf. morfolo- giczna Czas trwania [min.] Strumień w max. [su] Definicje i uwagi 1 S   — S Prosty 1 do 2 do 10 Prosty wzrost i spadek intensywności 2 S/F   — S,C,F Prosty 1F do 2 do 30 Fluktuacje na tle wybuchu prostego 3 S   — S Prosty 2 2–10 10–30 Jak 1S 4 S/F   — S,C,RF Prosty 2F 2–10 10–500 Jak 2S/F. Klasyfikowany raczej jako 27RF, 7C lub 45C 5 S   5S S Prosty do 10 do 500 W ogólności wybuch prosty 6 S   — S Mały 1–2 10–30 Prosty wzrost i spadek małego wybuchu 7 C   — C Mały+ do 10 10–30 Mały wybuch złożony (z wtórnym maksimum) 8 S   — S Spike do 1 do 500 Krótkotrwały pojedynczy wybuch 24 R 24R (E) Wzrost rzędu 10 do 10 Prosty wzrost średniego poziomu strumienia 25 R   — — Wzrost A rzędu 10 do 10 Jak 24R, ale z nałożonym małym wybuchem 26 FAL 26FAL — Spadek rzędu 10 do 10 Prosty spadek średniego poziomu strumienia 27 RF 27RF RF Wzrost i spadek 2–60 do 500 Bardziej lub mniej nieregularny wzrost i spadek continuum 28 PRE   — — Prekursor ponad 2 do 10 Oznaczenie stosowane do wyraźnego wskazania momentu początku głównego zjawiska 40 F 40F F Fluktuacje rzędu 10 do 10 Nieregularny przebieg strumienia na podwyższonym continuum 41 F   — F,C Grupa wybuchów rzędu 10 do 30 Grupa bliskich (w odstępach rzędu 1 min.) małych wybuchów 42 SER (45C) C Ciąg wybuchów rzędu 10 30–500 Seria małych wybuchów oddzielona krótkimi (1–5 min.) okresami spokoju 43 NS 43NS — Burza szumowa rzędu 100D do 500 Rozpoczęcie się długotrwałych szybkich fluktuacji strumienia 44 NS 44NS — Burza szumowa rzędu 100D do 500 Moment rozpoczęcia się (= początek obserwacji) podaje się z symbolem E 45 C 45C C Złożony ponad 2 do 500 Kombinacja kilku lub wielu wybuchów prostych 46 C   — C Złożony F rzędu 10 30–500 Silne fluktuacje bez znacznego wzrostu poziomu continuum 47 GB 45C C Duży do 10 ponad 500 Określany z czasu trwania i maksymalnego strumienia 48 C   — C,C+ Wielki rzędu 10 30–500 Złożone zmiany intensywności o dużej amplitudzie 49 GB 45C C,C+ Wielki+ ponad 10 ponad 500 Jak 47GB

Opis czasowy zjawisk niezwykłych wykonuje się w czasie uniwersalnym (UT) z dokładnością do dziesiętnych części minuty. Zwraca się uwagę na chronologiczną kolejność redagowania raportów wg momentów rozpoczęcia się zjawisk. Zaleca się także opisywać wyraźniejsze maksima wtórne należące do tego samego zjawiska złożonego przez podanie momentu maksimum, maksymalnego strumienia i ewentualnie przybliżonego czasu trwania.

Strumienie zjawisk mierzy się ponad poziom średni do momentu początku w jednostkach słonecznych, zwykle z dokładnością do dwóch cyfr znaczących. Strumień uśredniony podaje się w przybliżeniu ocenianym na podstawie kształtu zjawiska. Z założenia ma on być miarą całkowitej nadwyżki energii wypromieniowanej w czasie trwania zjawiska (średni strumień × czas trwania = energia). Sposób pomiaru strumienia zjawiska z obserwacji interferometrycznych nie różni się w istocie od pomiaru strumienia w maksimum listka wykonywanego przy obliczaniu strumieni średnich dziennych. W przypadku, gdy zjawisko wystąpiło na zboczu listka interferencyjnego, jego strumień zwiększa się o czynnik będący stosunkiem wysokości tego listka do analogicznej wysokości w momencie maksimum zjawiska bez uwzględniania jego obecności (w pewnych sytuacjach dla uniknięcia błędu wynikającego z zakrzywienia charakterystyki wzmocnienia odbiornika, zamiast wysokości do obliczania tego czynnika bierze się odpowiadające im strumienie).

Przy opisach liczbowych w raportach podaje się również dodatkowe informacje w postaci jednej z trzech liter o następujących znaczeniach:
   E — wcześniej niż (po: Starting Time i Time of Maximum),
   D — większy niż (po: Duration i Flux Density),
   U — około, niepewny (po: Starting Time, Duration i Flux Density).

Ani polaryzacji, ani pozycji zjawisk niezwykłych w Obserwatorium nie mierzy się, ponieważ obydwie wielkości wymagają specjalnych instrumentów.

Rys. 6. Przykłady oceny zmienności burz szumowych. Kolejne fragmenty zapisów odpowiadają wskaźnikom 1, 2 i 3 (wg obecnych założeń dolny fragment odpowiada zmienności 2)

Uwagi w ostatniej kolumnie tabeli zjawisk niezwykłych mają służyć jako pomoc dla użytkowników lub zapobiec nieporozumieniom. Do częściej stosowanych uwag należą: UNCERTAIN — gdy istnieje podejrzenie o zakłócenia lub niestabilności instrumentalnę, INCOMPLETE — w przypadku niekompletności danych, SUNRISE, SUNSET, RAIN, SNOW — opisujące warunki obserwacji.

IV. ZMIENNOŚĆ (VARIABILITY)

Założenie, że przy pewnej wprawie zupełnie wystarcza wizualna ocena zapisu, wydaje się uzasadnione ze względów czysto praktycznych, ale aby uniknąć istniejącej rozbieżności ustaleń, koniecznością staje się uściślenie definicji zmienności. Definicja, którą zaleca T a n a k a (1974b; można ją znaleźć również w pracy S m e r d 1957), brzmi: miarą zmienności jest wyrażenie:

V = 1 T n ∑ i=1 | lg Si S | ,

(4)

gdzie: S — średni poziom strumienia w okresie T (w godzinach), w którym zaobserwowano n wybuchów o amplitudzie S_i. Jest ona niepraktyczna w zastosowaniu do burz o średnim i małym natężeniu. W pracy B o r k o w s k i e g o (1976) proponuje się nieco zmienioną postać wyrażenia (4), nie obarczoną wspomnianym niedostatkiem. Określenie miary zmienności wzorem:

V = lg ( 1 T n ∑ i=1 Si S ) ,

(5)

nie kłóci się zasadniczo z dotychczasową skalą stosowaną w Obserwatorium. Wzór (5) pozwala jednoznacznie powiązać poszczególne stopnie zmienności z gęstością (ilością na godzinę) wybuchów burzy szumowej, traktując wybuch k razy przewyższający poziom średni jako k wybuchów, w sposób podany w poniższym zestawieniu:

gęstość wybuchów: do 3  4-32  33-320  ponad 320 zmienność:          0     1      2       3

Do zmienności nie wlicza się wybuchów ujętych w tabele Outstanding Occurrences (oczywiście z wyjątkiem typu NS). Podobnie jak strumienie średnie dzienne, tak i zmienność w raportach miesięcznych podaje się osobno dla 3-godzinnych interwałów, a średnią dzienną jest średnia ważona.

V. RAPORTY MIESIĘCZNE

Z około rocznym opóźnieniem wyniki obserwacji Słońca (zarówno radiowych jak też optycznych) zebrane z kilkudziesięciu obserwatoriów świata publikowane są w QBSA. Od 1971 r. część dotyczącą obserwacji radiowych przygotowuje WDC-C2 for Solar Radio Emission (Toyokawa Observatory). Od kilku lat, po części ze względów finansowych, zjawiska niezwykłe są prezentowane w postaci skróconej, bardziej przeanalizowanej, zawierającej jednak większość ważnych informacji. Kompletne tego rodzaju dane są zamieszczane w biuletynie SGD (ukazującym się miesięcznie).

Tabela 2

Solar Radio Emission Toruń (Torn) 53.10N 18.55E August 1975 Single-frequency total flux observations at 127 MHz Daily Data Date Obs. Period Flux Density (su) Variability (UT) Start End 9-12 12-15 Day 9-12 12-15 Day 1 0850 1300 3 4 3 0 0 0 2 0740 1200 4 - 4 0 - 0 3 0700 1200 30 - 30 1 - 1 4 0740 1220 6 - 6 1 - 1 5 0700 1420 8 10 9 2 2 2 6 0540 1420 115 209 154 1 1 1 7 0750 1310 73 83 76 0 1 0 8 0700 1220 29 - 29 0 - 0 9 0750 1200 6 - 6 0 - 0 10 0700 1050 5 - 5 0 - 0 11 0700 1230 21 - 21 1 - 1 12 0740 1150 3 - 3 1 - 1 13 0850 1250 4 - 4 0 - 0 14 0730 1220 3 - 3 0 - 0 15 0750 1400 3 3 3 0 0 0 16 0900 1420 3 3 3 0 0 0 17 0700 1400 3 4 3 0 0 0 18 0700 1400 3 3 3 0 0 0 19 0740 1420 3 3 3 0 0 0 20 0700 1250 3 - 3 0 - 0 21 0900 1410 3 3 3 0 0 0 22 0740 1130 3 - 3 0 - 0 23 0740 1150 3 - 3 0 - 0 24 0740 1200 3 - 3 0 - 0 25 0840 1410 3 3 3 0 0 0 26 0750 1410 3 4 3 0 0 0 27 0740 1240* 4 - 4 0 - 0 28 0740 1100 3 - 3 0 - 0 29 0740 1040 3 - 3 0 - 0 30 0740 1200 3 - 3 0 - 0 31 0740 1000 3 - 3 0 - 0 Mean: 13.1 * — no observations between 1040 and 1210.

Tabela 3

Solar Radio Emission Toruń (Torn) 53.10N 18.55E August 1975 Single-frequency total flux observations at 127 MHz Outstanding Occurrences Aug. Start Time Dura- Flux dens. Freq. Station Type time of tion Remarks 1975 UT max. min. peak mean 2 127 TORN 44NS 0740E - 260D 3 127 TORN 44NS 0700E 1130U 300D 40U 4 127 TORN 44NS 0740E 1137 280D 35 4 127 TORN 45C 1133.5 1136.0 5 60 10 5 127 TORN 44NS 0700E 1122.7 440D 35 6 127 TORN 44NS 0540E 1040.2 520D 300 7 127 TORN 44NS 0750E 1037.5 320D 200 8 127 TORN 44NS 0700E 1150U 320D 35 9 127 TORN 44NS 0750E 0951.4 250D 9 10 127 TORN 43NS 0820U 0926.7 150D 15 11 127 TORN 44NS 0700E 1126.5 330D 135 11 127 TORN 45C 1147.7 1148.7 3.5 130 25 1149.3 2 120 12 127 TORN 44NS 0740E 1025 250D 4 13 127 TORN 44NS 0850E 1103.2 240D 16 21 127 TORN 49GB 1518.5 1523.2 12 10000U Sunset 22 127 TORN 42SER 1027.5 1028.0 8 73 1031.5 1 18 1034.2 2 10

4. ZAKOŃCZENIE

1 2   +   1 α α/2 ∫ 0 cos(2π·d·θ) dθ,

(6)

gdzie: α — średnica kątowa źródła. Dla interferometru toruńskiego, zakładając średnicę Słońca radiowego 1,5 raza większą od optycznej (K u s 1969b ), z (6) dostaje się poprawkę mniejszą niż 1,4% (podobna analiza daje ograniczenie z dołu większe niż 0,35%). Tak mały czynnik można zaniedbać w świetle obserwowanego całkowitego błędu wyznaczania strumienia Słońca w granicach 10–30%.

Bardziej uzasadnione wątpliwości może nasuwać sposób znajdowania wag dla listków interferencyjnych, gdyż nie eliminuje on ewentualnych zmian wagi listka centralnego.

Należy wyraźnie podkreślić, że radiowe obserwacje Słońca typu single-frequency na falach metrowych i dłuższych powszechnie uważa się za bardzo trudne (np. Y a m a s h i t a 1974, 75; Z l o b e c 1974, 75; E l g a r ö y 1974). Aktualnie WDC-C2 nie otrzymuje żadnych tego typu wyników z obserwacji na częstościach poniżej 100 MHz (QBSA–1974, T a n a k a 1974a). 127 MHz leży na skraju tej granicy. Podobnie jak próby w innych obserwatoriach, toruńskie obserwacje mają wiele niedostatków, z których na pierwszy plan wybijają się niestabilność i niekompletność obserwacji, wynikające głównie z obiektywnych trudności, a po części także z zaniedbań zniechęconych obserwatorów. Czynniki te spowodowały, że część wyników nigdy nie została opublikowana, a dane uzyskane w różnych okresach wymagają poprawienia uwzględniającego efekty aparaturowe, przyjmowane wówczas założenia itp. W odróżnieniu od wyższych częstości, gdzie (zasadniczo dzięki temu, że istnieje wiele obserwacji na względnie bliskich częstościach) opracowano jednolite metody kalibracyjne (T a n a k a 1972), na niskich — już nieco poniżej 1 GHz — istnieją dość istotne rozbieżności wyników uzyskanych w różnych obserwatoriach (np. Z i ę b a 1973) zdające się osiągać swoje maksimum na falach najdłuższych. Wobec braku równoległych porównywalnie długich ciągów obserwacyjnych na tych falach, sprawą trudną okazuje się próba ujednolicenia wszystkich wyników obserwacji. Sytuację pogarszają braki w dokumentacji wcześniejszych obserwacji.

Reasumując, obserwacje toruńskie w ramach służby Słońca na częstości 127 MHz mają kilka istotnych niedostatków, które rzutują na wartość obecnie otrzymywanych wyników. Okresowe zniekształcenia charakterystyki kierunkowej systemu antenowego, kalibracja instrumentu za pomocą radioźródeł odległych od płaszczyzny ekliptyki, bardzo częste zakłócenia wywołane ziemskimi środkami telekomunikacji oraz niedoskonałości radiometru i metod obróbki danych, to główne wady tego systemu, dyskwalifikujące go jako system przyszłościowy. Wziąwszy pod uwagę obszerność już zebranego materiału (obejmującego, z krótkimi przerwami, 17 lat obserwacji na tej samej częstości) oraz jednolitość metod obserwacyjnych i kalibracji (zawsze używano do porównywania źródeł Cas A i Cyg A), wyniki te wydają się być bez wątpliwości cennym wkładem do światowego programu badania promieniowania radiowego Słońca, a ewentualne wysiłki w kierunku poprawienia dawnych niedociągnięć będą równie ważnym elementem rzutującym także na obecne i przyszłe obserwacje na tej fali w pełni uzasadniającym podjęty trud.

Aktualnie czynione są wstępne przygotowania (np. S o l e c k i 1974) do całkowitej modernizacji służby Słońca w pobliżu pasma 127 MHz, uwzględniające zmianę usytuowania i konstrukcji systemu antenowego, metod kalibracji, budowę nowego radiometru zapewniającego odbiór dwukanałowy (sinus i cosinus) i rejestrację cyfrowo-analogową, pozwalającą na zastosowanie nowoczesnych technik obróbki danych.

LITERATURA

B o r k o w s k i, K., 1974, praca nie publikowana, UMK, Toruń.

B o r k o w s k i, K., objaśnienia do miesięcznego raportu IA UMK (Toruń) ze stycznia 1975 r.

B o r k o w s k i, K., 1975b, Post. Astr., 23, 199.

B o r k o w s k i, K., 1975c; Urania, 46, 258.

B o r k o w s k i, K., 1975d, Urania, 46, 309.

B o r k o w s k i, K., 1976, Post. Astr., w druku [24, 115].

B o r k o w s k i, K., G o r g o l e w s k i, S., U s o w i c z, J., 1975, Post. Astr., 23, 141.

C a s t e l l i, J. P., 1974, informacja prywatna.

E l g a r ö y, Ö., 1965, Inst. theor. Astrophys. Rep. 16.

E l g a r ö y, Ö., 1974, informacja prywatna.

G o r g o l e w s k i, S., 1974, Studia Soc. Sci. Torun., 5, 111.

G o r g o l e w s k i, S., H a n a s z, J., I w a n i s z e w s k i, H., T u r ł o, Z., 1962, Acta Astron., 12, 1.

H a n a s z, J., 1964, Prace Wr. TN, B.112, 97.

H a n a s z, J., S c h r e i b e r, R., W e ł n o w s k i, H., W i k i e r s k i, B., A k s e n o w, W. I., 1975, Post. Astr., 23, 3.

I w a n i s z e w s k i, H., 1964, Prace Wr. TN, B.112, 85.

K ę p a, A., 1975, Urania, 46, 373.

K r a u s, J. D., 1966, Radio Astronomy, Mc Graw-Hill, New York.

K u s, A., 1968a, Post. Astr., 16, 343.

K u s, A., 1968b, Urania, 39, 352.

K u s, A., 1969a, Urania, 40, 152.

K u s, A., 1969b, Urania, 40, 212.

M a r k e e v, A. K., 1975, informacja prywatna.

Quarterly Bulletin on Solar Activity, 1958–1975, Zürich.

S m e r d, S. F., 1957, Supplement to the IGY instruction manual — Solar Activity.

S o l e c k i, T., 1974, praca magisterska, UMK, Toruń.

T a n a k a, H., 1972, W.G. Report, Commision 5, URSI, Warsaw.

T a n a k a, H., 1974a, 2^nd Circular on Data Problems, WDC-C2, 22 April.

T a n a k a, H., 1974b, Instruction Manual for Monthly Report, ICSU-IAU WDC-C2, Toyokawa.

T a n a k a, H., 1975, informacja prywatna.

T y l e n d a, R., 1970, praca magisterska, UMK, Toruń.

Y a m a s h i t a, F., 1974, 1975, informacje prywatne.

Z i ę b a, S., 1973, Post. Astr., 21, 305.

Z l o b e c, P., 1974, 1975, informacje prywatne.