POSTĘPY ASTRONOMII

Tom XXV (1977), Zeszyt 3, 135–159

KAZIMIERZ M. BORKOWSKI

Instytut Astronomii

Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń)

PRZEGLĄD

TORUŃSKICH WYNIKÓW

OBSERWACJI

SŁOŃCA NA CZĘSTOŚCI 127 MHz

A SURVEY OF THE 127 MHz TORU

Ń

SOLAR RADIO DATA

Summary

This paper presents (i) a complete survey of mean monthly and mean yearly
values of the flux density from the Sun, (ii) a review of outstanding occurrences
observed at 127 MHz since 1958 at the Toru

ń

Observatory. All data are based

on the records of the Institute of Astronomy in Toru

ń

and most of them were

never publshed before. The data show a general agreement witth the 11-year
solar activity cycle. A spectral analysis suggests that there also exists a 3.4
month periodicity in the declining part of the 20th cycle. The results of the past

Page 1 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

1. UWAGI WSTĘPNE

Wyniki, które są przedmiotem tego artykułu pochodzą z obserwacji wykonanych w ramach służby
Słońca na częstości 127 MHz prowadzonej w Obserwatorium Astronomicznym UMK w Piwnicach
k. Torunia. Obecny stan instrumentu i metody obserwacji przedstawiono w pracach B o r k o w s k i
e g o i in. (1975) i B o r k o w s k i e g o (1976a).

Problemy związane z wpływem aktywności Słońca na zjawiska geofizyczne wymagają, jak
wiadomo, ciągle nowych danych obserwacyjnych. Te ostatnie są tym bardziej wartościowe im
dłuższy obejmują okres i, oczywiście, im bardziej są kompletne. Toruńskie pomiary pozostawiają
wprawdzie wiele do życzenia pod względem kompletności i stabilności, ale ich atutem jest właśnie
bogactwo materiału statystycznego, które wraz z unikalnością (wyniki te stanowią obecnie bodajże
najdłuższy na świecie ciąg obserwacji Słońca na tak długich falach) czyni je znaczącymi. Zatem,
niezależnie od tego, że obserwacje te spełniały i spełniają swoje zadanie jako służba Słońca,
pożyteczne wydaje się podjęcie próby zebrania i uporządkowania wszystkich dostępnych danych,
którymi dysponują Światowe Centra Danych (WDCs), lub które istnieją li tylko w archiwach
Instytutu Astronomii UMK. Jest to niewątpliwie przedsięwzięcie trudne do zrealizowania, jednak
gdyby się powiodło chyba równie trudno byłoby przecenić jego wyniki.

Pierwszym celem niniejszego przeglądu jest zapoznanie potencjalnych zainteresowanych z
istniejącym materiałem obserwacyjnym. Towarzyszy temu cień krytyki, który jednak nie podważa
istoty ani potrzeby takich obserwacji, lecz daje podstawę do stwierdzenia, że jest jeszcze wiele do
zrobienia, by rezultaty były bardziej wartościowe.

Dotychczasowe wykorzystanie toruńskich obserwacji, jeśli nie liczyć bieżącego pożytku
charakterystycznego dla służby, ogranicza się do kilku publikacji, w których analizuje się lub
korzysta z danych i które w zasadzie były dziełem tylko pracowników Instytutu. Niewątpliwie duża
w tym „zasługa” braku szerokiej informacji i łatwego dostępu do tych obserwacji. Fakt, że wyniki
były zawsze dostarczane do niektórych centrów danych i do wybranych osób zainteresowanych
niewiele kłóci się z tą opinią wobec niesystematyczności, które pojawiały się często w
opracowywaniu i dystrybucji comiesięcznych raportów i które w końcowym rozrachunku okazały
się przyczyną powstawania luk w powszechnie dostępnych publikacjach.

Przez wiele lat podstawową publikacją radiowych wyników obserwacji Słońca był „Quarterly
Bulletin on Solar Activity” (QBSA), docierający obecnie do odbiorców z wynikami opóźnionymi o
ponad rok. Tam też można znaleźć najbardziej kompletny, choć posiadający wiele braków, materiał
dotyczący średnich dziennych gęstości strumienia promieniowania Słońca (tabele Flux Density) na
częstości 127 MHz, poczynając od nr 124 tego „Biuletynu” zawierającego m.in. pierwsze toruńskie
wyniki z paździeqlika 1958 r. Do września 1970 r. strumienie średnie były prezentowane w QBSA
równolegle ze wskaźnikiem zmienności (Variability). Od tego momentu zmienność nie jest
uwzględniana w żadnym międzynarodowym biuletynie. W miarę aktualny przegląd toruńskich
wyników oceny tego parametru stanowi praca B o r k o w s k i e g o (1976b). Również w QBSA były

two years show that the minimum of solar activity in the 20th cycle occurred
between Murch and July 1975 and not in 1976 as was previously suggested by
solar spots and interplanetary events observations.
A theoretical model enabled to find the most essential component of
disturbances in the measurements. The model also shows that the present
antenna system is not satisfactory for this type of observations.
Some critical remarks concerning incompleteness of presented observations
and some suggestions for the future observations are given.

Page 2 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

publikowane dane o zjawiskach niezwykłych (Distinctive Events lub Outstanding Occurrences),
jednakże toruńskie opracowania reprezentowane były tam tylko w sporadycznych przypadkach.
Znakomita większość tych wyników pozostała jedynie w raportach miesięcznych, o ile zostały w
ogóle odzyskane z zapisów. Poczynając od obserwacji ze stycznia 1975 r. wszystkie opracowane w
Toruniu zjawiska są opisywane w amerykańskim miesięczniku „Solar-Geophysical Data” (SGD) z
opóźnieniem pół roku. Praktycznie użyteczną listę źródeł toruńskich wyników można zamknąć na
kilku przeglądach rocznej aktywności Słońca publikowanych na łamach „Acta Astronomica”,
„Postępów Astronomii” i „Uranii” (ostatnio tutaj zamieszczane są także comiesięczne uwagi o
wynikach obserwacji i radiowej aktywności Słońca). Spis najważniejszych ze wspomianych
przeglądów znajduje się w pracy B o r k o w s k i e g o (1976a).

2. WYNIKI

Tabele 1 i 2 stanowią spis wszystkich średnich gęstości strumienia oraz ilości zjawisk niezwykłych i
ilości dni obserwacji w poszczególnych miesiącach z okresu od X 1958 do XII 1976 r.

Tabela 1

Zestawienie to oparto na dziennikach obserwacji z wyjątkiem okresu od X 1958 do I 1960 r., dla
którego podstawą były raporty miesięczne. Niewielkie różnice między prezentowanymi
wielkościami a odpowiednimi liczbami znalezionymi w danych dziennych publikowanych w QBSA,
w kilku przypadkach także wziętych z raportów miesięcznych — na ogół wynikają z błędów w
tamtych źródłach oraz faktu, że średnie miesięczne zamieszczane w QBSA były obliczane ze
ś

rednich dziennych zaokrąglonych do liczb całkowitych (średnie w tab. 1 obliczono ze średnich

dziennych podanych z dokładnością do 0,1 su; 1 su = 10

–22

W·m

–2

·Hz

–l

). Niestety, nie wszystkie

ś

rednie miesięczne w tab. 1 są wewnętrznie zgodne. Wynika to z różnych założeń przyjmowanych w

różnych okresach dla redukcji danych obserwacyjnych. Strumień Słońca obliczano zawsze na
podstawie obserwacji radioźródła Cassiopeia A z uwzględnieniem źródła Cygnus A. W pierwszych
latach obserwacji przyjmowano, że na częstości 127 MHz gęstość strumienia Cas A wynosi 1,5 su, a

Toruńskie obserwacje Słońca na częstości 127 MHz — średnie miesięczne gęstości
strumienia (10

–22

W·m

–2

·Hz

–l

; kolumny I do XII), oraz dane roczne: procentowa

ilość dni obserwacji (P), średni strumień (S), ilość zjawisk niezwykłych (Z),
zmienność (V) i liczba Wolfa (R, wg danych z Zürichu)

Rok I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII P S Z V R

1958 - - - - - - - - - 6,2 5,2 8,7 10,1 6,7 0,38 0,49 184,8
1959 9,2 8,5 11,7 6,5 6,5 6,0 8,5 26,0 8,0 4,5 21,0 12,1 83,6 11,0 0,70 0,89 159,0
1960 7,2 - - - - - - - 4,7 29,5 30,6 8,4 38,0 16,9 0,52 0,82 112,3
1961 6,0 5,1 6,5 4,9 4,5 6,5 10,7 6,8 4,7 4,9 3,0 4,2 91,5 5,7 0,39 0,42 53,9
1962 3,2 36,5 4,8 7,2 8,6 3,8 4,6 3,3 5,3 3,3 4,8 3,3 81,9 6,2 0,26 0,37 37,6
1963 5,2 4,3 3,4 4,8 3,9 5,9 2,9 5,0 4,3 6,5 3,7 3,9 74,8 4,4 0,10 0,19 27,9
1964 5,0 6,2 4,4 3,2 2,9 2,7 2,9 2,8 2,6 3,3 3,0 2,3 89,1 3,5 0,04 0,08 10,2
1965 2,7 3,5 3,2 2,2 2,2 2,2 2,2 2,0 2,3 2,5 2,1 1,8 85,5 2,4 0,06 0,10 15,1
1966 5,3 1,8 14,4 3,9 3,1 5,3 6,4 6,2 4,3 3,6 3,3 9,2 71,0 5,8 0,26 0,43 47,0
1967 5,3 14,4 6,0 4,8 9,5 5,3 5,5 8,6 5,6 4,1 17,5 5,7 83,0 7,2 0,67 0,80 93,8
1968 7,9 9,2 4,8 2,6 3,1 3,7 4,2 21,9 7,3 23,4 8,1 7,5 80,6 8,6 0,27 0,90 105,9
1969 16,9 11,5 3,4 3,8 15,9 7,l 2,7 2,7 2,7 4,l 6,l 3,8 74,8 7,0 0,31 0,74 105,5
1970 3,6 3,4 48,7 4,4 3,0 8,4 5,2 12,7 9,9 6,6 23,2 5,0 71,0 11,2 0,37 0,53 104,5
1971 49,0 5,5 4,7 10,5 5,3 4,2 5,3 46,9 3,6 4,7 4,3 5,0 74,8 12,5 0,38 0,81 66,6
1972 3,9 4,6 5,8 6,l 11,8 6,0 - 8,3 4,4 5,l 2,9 2,5 66,4 5,8 0,23 0,41 68,9
1973 - - - - - 3,3 2,3 2,2 7,4 3,2 6,3 39,2 4,2 0,03 0,07 38,0
1974 3,4 2,9 2,9 4,0 5,1 4,1 - 4,8 49,1 28,8 5,2 7,9 77,3 9,9 0,23 0,15 34,5
1975 6,8 2,7 4,l 3,9 3,4 3,l 2,9 13,1 3,8 3,1103,0 3,4 94,2 13,2 0,l9 0,04 15,5
1976 3,5 3,2 23,4 3,3 2,7 2,5 3,3 12,1 6,3 3,6 3,4 3,9 96,7 6,0 0,35 0,l3 12,6

Page 3 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Cyg A — 1 su (W h i t f i e l d 1959). W okresie 1972,0 – 1974,5 przyjmowano na te wielkości
odpowiednio 1,67 i 1,07 su. Od lipca 1974 r. w Toruniu stosuje się skalę kalibracyjną opartą na
ostatnich wynikach pomiarów absolutnych, w której strumień Cas A na początku 1977 r. miał
gęstość 1,407 su i spada o 1,22% w stosunku rocznym (B o r k o w s k i 1975; D e n t i in. 1974).
Jeśli oprzeć się na powyższych danych i przyjąć, że ostatnio stosowana skala jest prawdziwa,
wówczas współczynniki korygujące wszystkie wcześniejsze wyniki pomiarów strumienia dla
kolejnych lat od 1958 do 1974 będą następujące: 1,17; 1,16; 1,15; 1,13; 1,12; 1,11; 1,09; 1,08; 1,07;
1,05; 1,04; 1,03; 1,02; 1,00; 0,89; 0,88 i 0,87. Współczynniki te zostały obliczone dla środka
każdego roku z wyjątkiem 1974 r., dla którego czynnik 0,87 dotyczy tylko jego pierwszej połowy.
Przedstawione tutaj wyniki nie uwzględniają tych poprawek. Jak wynika z niektórych prac, również
obecne założenia mogą okazać się nieścisłe (E r i c k s o n, P e r l e y 1975; R e a d 1976; W i e l e b
i n s k i l976; T s e y t l i n i in. 1976; K a n d a 1976). Trzeba także dodać, że podane współczynniki
nie uwzględniają przyczynków związanych ze zjawiskiem dudnienia promieniowania Cas A i Cyg A
(wynika ono z małej odległości kątowej tych źródeł w stosunku do charakterystyki anten), co czyni
kalibrację w oparciu o obserwację dowolnego z tych źródeł obarczoną pewnym, możliwym do oceny
błędem. Ponadto, na skutek omawianych dalej odbić promieniowania Słońca od ziemi, jego pomiary
są silnie zakłócane, wobec czego praktycznie wszystkie wyniki z ostatnich kilku lat (od jesieni
1972 r.) należy traktować jako prowizoryczne.

W tab. 2 przedstawiono podsumowanie wyników opracowania zjawisk niezwykłych. Oczywiste jest,
ż

e liczby te nie mają istotnego znaczenia statystycznego ze względu na niekompletność wynikającą z

obiektywnych częściowo trudności. Częściowo, gdyż okazuje się, że szereg luk w tych wynikach
powstała w różnych okresach z przyczyn, które można określić terminem „brak zainteresowania”.
Widać to wyraźnie w pracy G a w r o ń s k i e j (1977), z której wynika m.in., że liczby z podane w
tab. 2 powinny na ogół być zwiększone.

Tabela 2

Rys. 1.

Ś

rednie miesi

ę

czne g

ę

sto

ś

ci strumienia promieniowania Sło

ń

ca obserwowane na

cz

ę

sto

ś

ci 127 MHz w Obserwatorium Toru

ń

skim

Page 4 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Puste miejsca w tab. 1 i 2 oznaczają brak opracowań wskazanych parametrów, mimo że istnieją
zapisy obserwacji. Średnie roczne (tab. 1) obliczono na podstawie tych tabel zastępując puste
miejsca i braki obserwacji zerami. Są to średnie ważone ilością dni obserwacji. Średnie zmienności
(V) obliczono podobnie w oparciu o wyniki podane przez B o r k o w s k i e g o (1976b),
uzupełniając o następujące średnie miesięczne z obserwacji późniejszych: 0,00; 0,10; 0,00; 0,55;
0,04; 0,00; 0,00; 0,07; 0,48; 0,14; 0,06; 0,03 i 0,07 (odpowiednio od XII 1975 do XII 1976 r.) oraz
pominiętą w tamtej pracy średnią z grudnia 1972 r. — 0,33. Tych samych danych użyto do
wyliczenia odpowiednich wielkości do tab. 3. Przytoczone dla porównania liczby Wolfa zostały
zaczerpnięte z publikacji „Solar Terrestrial Physics and Meteorology” (1975) i uzupełnione o
ostatnie wyniki końcowe i prowizoryczne zamieszczane w SGD (1976 i 1977). Również dla
porównania obliczono średnie miesięcy gęstości strumienia na częstości 1000 MHz do tab. 3, do
czego podstawą było „Complete Summary” ( 1975) oraz raporty miesięczne z Toyokawa
Observatory (lata 1975 i 1976).

3. ANALIZA I DYSKUSJA WYNIKÓW

Wyniki z tab. 1 ilustrują rys. 1 i 2. Już z pierwszego z nich wyraźnie widać, że odbicie 11-letniego
cyklu aktywności Słońca w strumieniu na częstości 127 MHz jest bardzo słabo zaznaczone.
Nietrudno wprawdzie doszukać się związku minimum z 1964 r. z obniżeniem poziomu na tej
częstości w latach 1963–1966, jednakże zupełnie inny charakter ma ten przebieg w pobliżu
następnego minimum. Tę opinię potwierdza również przebieg średnich rocznych. Jeśli o gęstości
wybuchów trudno cokolwiek wnosić ze względu na niekompletność tego parametru, to o zmienności
(V) można powiedzieć, że wykazuje generalnie lepszą zgodność z przebiegiem ilości plam (R) niż
gęstość strumienia (S, rys. 2).

Toruńskie obserwacje Słońca na częstości 127 MHz — ilość zjawisk

niezwykłych (z) i dni obserwacji (n) w miesiącu i roku (Z i N, odpowiednio)

Mies.: I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII Rok
Rok z n z n z n z n z n z n z n z n z n z n z n z n Z N

1958 - - - - - - - - - - - - - - - - - - 3 3 4 19 7 15 14 37
1959 6 5 3 14 22 24 12 29 32 31 30 30 18 29 22 31 11 29 18 29 28 30 10 24 212 305
1960 18 29 - - - - - - - - - - - - - - 18 24 16 29 11 30 9 27 72 139
1961 11 23 6 21 7 29 5 30 4 30 14 30 12 29 14 30 22 30 18 31 7 22 11 29 131 334
1962 3 26 8 15 7 30 14 21 4 22 1 25 2 23 0 24 16 27 8 31 8 24 7 31 78 299
1963 4 28 0 28 0 31 5 26 4 28 8 29 0 27 3 4 3 7 0 14 0 24 1 27 28 273
1964 4 25 4 29 2 31 0 24 0 27 0 28 0 30 0 27 0 29 0 26 0 29 2 21 12 326
1965 4 23 1 23 1 21 0 30 0 29 2 29 3 30 0 29 4 28 2 23 0 20 1 27 18 312
1966 3 27 0 17 10 25 7 22 1 23 2 18 10 27 6 20 4 10 2 24 5 23 17 23 67 259
1967 50 30 20 22 21 29 13 30 13 28 15 29 12 30 16 15 2 18 18 25 11 18 12 29 203 303
1968 17 30 5 19 4 28 1 29 1 23 3 26 1 27 13 24 6 24 8 28 11 21 11 16 81 295
1969 17 28 9 24 4 25 5 22 5 23 6 23 6 25 11 27 13 21 6 27 18 2 10 84 273
1970 2 19 11 19 24 20 4 20 13 20 13 22 11 20 9 25 5 26 0 25 1 22 2 21 95 259
1971 9 23 7 23 7 22 12 16 5 24 4 18 3 19 11 24 12 26 10 27 15 29 8 22 103 273
1972 5 27 7 23 6 25 11 29 8 28 10 29 - - 2 13 5 22 1 16 16 15 55 243
1973 - - - - - - - - - - 15 22 4 25 0 24 1 31 0 26 5 143
1974 30 26 30 30 30 27 - - 0 5 22 18 20 31 19 30 5 25 64 282
1975 8 29 1 27 4 29 6 28 4 31 2 27 4 26 16 31 0 26 0 29 14 30 8 31 67 344
1976 13 31 1 29 19 31 6 27 1 30 1 28 1 28 40 31 14 28 6 31 9 30 13 30 124 354

Page 5 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Gdyby połączyć wyraźne odstępstwo przebiegu strumienia od przebiegu, jaki sugerują plamy
słoneczne od 1973 r. z faktem całkowitej wymiany systemu odbiorczego w tym okresie, to nasuwa
się wątpliwość, czy w metodyce opracowywania obserwacji nie tkwi obecnie jakiś gruby błąd.
Znaczący jednak wydaje się być inny fakt. W listopadzie 1975 r. zanotowano największe poziomy
promieniowania ciągłego w całej historii toruńskich obserwacji. Tak np. średnia z dnia 20 XI
wyniosła 1600 jednostek strumienia, co dorównuje poziomom wielkich wybuchów. Stąd też średnia
tego miesiąca była również rekordowo duża — dwukrotnie większa od dotychczasowego „rekordu”.
Spowodowało to dalej, że średnia roczna wzrosła aż do wartości 13,2 su (największa od 1960 r.),
gdy tymczasem średnia z pozostałych 11 miesięcy tego roku wynosi tylko 4,6 su. Ten sam fakt
powoduje, że średnia listopada jest wyższa od pozostałych (tab. 3, rys. 3). Potwierdzenie
anomalności tych rezultatów dają obserwacje na częstości 100 MHz (Gorki), z których średnia
omawianego miesiąca wyniosła 70 su (QBSA 1976). Trzeba jednak pamiętać, że wyniki toruńskie i
wspomnianej stacji zawsze istotnie się różniły. Interesujące w tych rozbieżnościach jest to, że
toruńskie wyniki pomiarów są zaniżone względem rosyjskich w okresach spokojnego Słońca,
natomiast zawyżone w czasie wzmożonej aktywności (dla dużych strumieni). Sugeruje to, że
odpowiedzialna za ten efekt może okazać się nieliniowość charakterystyki wzmocnienia któregoś z
odbiorników (niewłaściwa kalibarcja odbiornika).

Tabela 3

Rys. 2.

Ś

rednie roczne: liczby Wolfa (R), wska

ź

niki zmienno

ś

ci (V), ilo

ść

wybuchów (Z) i g

ę

sto

ś

ci strumienia (S) oraz procentowa liczba dni

obserwacji (P)

Ś

rednie: strumień (S), zmienność (V) i ilość zjawisk niezwykłych (Z) wg

obserwacji toruńskich obliczone dla poszczególnych miesięcy. W kolumnie S

(1000) podano odpowiednie strumienie na częstości 1000 MHz wg obserwacji

japońskich (Toyokawa Observatory)

Mie- 29 X 1958 - 31 XII 1976 1 VIII 1964 - 31 VII 1976
Obserwacje

Ś

rednie Obserwacje

Ś

rednie

si

ą

c Dni % S V Z Dni % S V Z S(1000)

Page 6 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Okazuje się, że ryzykowne wciąż pozostaje przewidywanie przebiegu aktywności Słońca, nawet na
krótki okres (C o l e 1973; C o v i n g t o n 1974, 1976; S z y m a ń s k i 1976; B o r k o w s k i, K ę p
a 1976). Istnieje jednak kilka przesłanek na to, że minimum aktywności Słońca w 11-letnim cyklu
wystąpiło w lipcu ub.r. (np. MONSEE Bulletin 1976, SGD 1977). Do nich dołączają ostatnie wyniki
obserwacji plam słonecznych oraz promieniowania na krótszych falach radiowych, na których
wyraźnie widać składową wolnozmienną (SVC). Przegląd toruńskich wyników w zasadzie nie daje
poparcia temu sądowi. Jeśliby wnioskować o minimum aktywności Słońca na tych falach z
przebiegu średnich rocznych zinienności i ilości wybuchów, to — jak wskazuje tab. 1 — rok 1975

okaże się najmniej aktywny (wyłączając ze
względów oczywistych rok 1973). Jeśli ponadto
potraktować zajwiska z XI 1975 jako „wybryk
natury” wówczas także średni sturmień okaże
się w tym roku mniejszy niż w sąsiednich.
Bilższy wgląd w wyniki każe moment minimum
umieścić pomiędzy marcem i lipcem 1975 r.
Zwraca także uwagę stosunkowo głębokie
minimum w średnich dziennych w okresie IV–
VII 1976 r. (rys. 6 i dalsze), które zachęca do
wniosku o jego związku z generalnym
minimum aktywności Słońca, jednakże, choćby
w świetle odbić, byłby to wniosek nieco
przedwczesny.

Tabela 3 i rys. 3 zawierają statystyki
poszczególnych miesięcy w obserwacjach
toruńskich z wyszczególnieniem okresu

obejmującego domniemany 20 cykl aktywności Słońca. Wahania średnich parametrów miesięcy w
wynikach toruńskich (57–175% wartości średniej) znacznie przewyższają odpowiednią wielkość
znalezioną dla strumienia na częstości 1000 MHz (6%). Najbardziej równomiernie po miesiącach w
20 cyklu rozłożyła się zmienność, ale różnica między średnią stycznia i czerwca osiągnęła prawie
62% średniej całego cyklu. Jest to świadectwo dużej dynamiki tych parametrów promieniowania
Słońca na falach metrowych. Potwierdzeniem tej opinii może być też duże „zaszumienie” widm
mocy (rys. 4).

I 433 77,6 7,8 0,57 0,40 297 79,8 9,4 0,58 0,43 72,6
II 359 70,5 6,9 0,42 0,23 252 74,3 5,6 0,46 0,25 71,6
III 430 77,1 8,9 0,43 0,32 285 76,6 10,4 0,54 0,35 70,4
IV 413 76,5 4,6 0,33 0,24 283 78,6 4,3 0,34 0,23 69,1
V 427 76,5 5,6 0,36 0,22 289 77,7 5,9 0,36 0,18 70,6
VI 433 80,2 6,2 0,35 0,26 301 83,6 4,4 0,32 0,19 69,3
VII 392 70,3 4,7 0,41 0,21 280 75,3 3,6 0,36 0,18 68,5
VIII 385 69,0 11,7 0,43 0,43 265 71,2 11,4 0,44 0,33 68,8
IX 417 77,2 7,1 0,49 0,38 272 75,6 7,8 6,42 0,27 69,1
X 480 85,6 8,4 0,46 0,28 312 83,9 8,2 0,48 0,22 69,3
XI 461 80,9 15,0 0,39 0,31 282 78,3 17,3 0,37 0,27 69,2
XII 423 71,8 5,4 0,40 0,30 240 64,5 4,9 0,34 0,28 70,2

Razem 5053 76,1 7,8 0,42 0,30 3358 76,6 7,8 0,42 0,26 69,9

Rys. 3.

Ś

rednie parametry obliczone dla

poszczególnych miesi

ę

cy z okresu VIII 1964 – VII

1976 r.: S, V i Z odpowiadaj

ą

strumieniowi, zmienno

ś

ci

i g

ę

sto

ś

ci zjawisk niezwykłych na 127 MHz, a S(1000)

— strumieniowi na 1000 MHz

Page 7 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Estymatory widmowej gęstości mocy oparto na transformatach Fouriera wykonanych metodą szybką
(STF lub FFT; C o c h r a n i in. 1967; S o b k o w s k i 1975). Względy techniczne zadecydowały o
ograniczeniu ciągów analizowanych danych dą 128 punktów. Wyniki zostały znormalizowane do
odchylenia standardowego składowych widma o częstotliwościach większych niż 1 cykl/128
miesięcy. Na rys. 4 dla przejrzystości pominięto częstotliwości 0 i 1, które reprezentują składowe
będące odbiciem wartości średniej i 11-letniej cykliczności (odpowiednio). Ta ostatnia składowa
najwyraźniej występuje w widmie strumienia na częstości 1000 MHz (przewyższa 290 razy
odchylenie standardowe

σ

). W toruńskich wynikach składowa ta wynosi 9,2

σ

dla strumienia (S) i

41,2

σ

dla zmienności (V). Poziom 3

σ

przekracza również linia odpowiadająca okresowi ok. 3,4

miesiąca w widmie strumienia. Jest ona też widoczna, chociaż nieco słabiej, w widmie zmienności.
Podobne analizy wykonane dla innych przedziałów czasu, z mniejszą rozdzielnością i z
zastosowaniem funkcji okna typu Tukeya (S c h w a r t z, S h a w 1975; B e n d a t, P i e r s o l 1976)
prowadzą do znacznie różnych wyników. Na tej podstawie można zaniedbać inne linie widmowe
widoczne na rys. 4, dotyczące obserwacji toruńskich, być może z wyjątkiem wskazanych tam
prążków odpowiadających okresom 11,6, 9,1 i 2,4 miesiąca. Ta rozbieżność rezultatów analizy
widmowej i porównania z wynikami uzyskanymi przez E l- R a e y a i A m e r a (1975) (stwierdzają
oni m.in. 160-dniową periodyczność w analizowanych tu wynikach z Toyokawy) oraz C u r r i e g o
(1973) wobec niekompletności toruńskich pomiarów każą sądzić, że lepszym estymatorem
widmowej gęstości mocy — zwłaszcza od strony małych częstotliwości widmowych — okaże się
wynik zastosowania niedawno opracowanej metody maksymalnej entropii (np. U l r y c h 1972).

Rys. 4.Widma mocy dla

ś

rednich miesi

ę

cznych strumieni i zmenno

ś

ci na 127 MHz

oraz strumienia na 1000 MHz (Toyokawa) obliczone dla okresu XI 1961 – VI 1972 r.
Wyniki s

ą

znormalizowane do odchylenia standardowego (

σ

)

Page 8 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Wgląd w rozkład amplitud średnich strumieni dziennych (rys. 5) daje dodatkowy argument na to, że
w 1975 r. aktywność Słońca na 127 MHz osiągnęła minimum w części spadkowej 20 cyklu.
Ś

wiadczy o tym procentowa ilość dni, w których obserwowano zwiększone strumienie

promieniowania. Tak np., w 1975 r. zanotowano 7,6% średnich dziennych większych od 7 su, gdy w
1976 r. było ich 10,5% (jakościowo ten sam rezultat utrzymuje się dla średnich większych od
dowolnej z wartości wziętych z przedziału 6–16 su). Porównanie histogramów amplitud średnich
dziennych w latach 1975–1976 i 1968–1969 (rys. 5) sugeruje, że obecne pomiary promieniowania
Słońca spokojnego są stabilniejsze (mówi o tym wyraźnie mniejszy rozrzut wokół mediany, która w
latach 1975–1976 wyniosła 3,1 su, a w latach 1968–1969 — 3,2 su). Dodać też warto, że w l. 1968 i
1969 średnich dziennych większych od 7 su było odpowiednio 17,3 i 9,9%, co — wobec bliskości
tych lat okresowi maksimum aktywności Słońca — znacznie osłabia argument o obecnym minimum.

4. WYNIKI Z LAT 1973–1976

Od czerwca 1973 r. toruńskie obserwacje na częstości 127 MHz prowadzone są za pomocą
całkowicie nowego systemu odbiorczego. I choć jest to system zupełnie analogiczny do
poprzedniego, wyniki uzyskane nim nie są zgodne z poprzednimi. Jakościowe i ilościowe różnice
oraz ich źródła są przedmiotem tego i następnego punktu pracy.

Rys. 5. Rozkład liczby

ś

rednich dziennych i miesi

ę

cznych n(S) w funkcji amplitudy

strumienia S w obserwacjach toru

ń

skich

Page 9 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Nawet bardzo pobieżny przegląd obserwacji w ostatnich kilku latach pozwala zauważyć silny wpływ
pór roku na wyniki. Dla zilustrowania tego efektu na rys. 6–9 przedstawiono roczne przebiegi
wyników pomiaru strumienia promieniowania Słońca w kilku, reprezentatywnych dla
charakterystyki systemu antenowego, listkach interferencyjnych w latach 1973–1976. Listkom
przyporządkowano numery zgodnie z upływem czasu w ten sposób, że listek nr 9 pojawia się na ok.
10 min. przed południem prawdziwym w Piwniacach. Prezentowane na tych rysunkach wyniki nie
pokrywają się z wynikami publikowanymi miesięcznie w dostępnych biuletynach. Obliczono je przy
założeniu, że charakterystyka systemu antenowego w rozpatrywanym okresie nie ulega zmianie. Na
wszystkich przebiegach wyróżnia się składnik wolnozmienny o rocznej powtarzalności mający trzy
maksima, z których najwyższe przypada na okres najmniejszej deklinacji Słońca, oraz trzy minima z
najmniej znaczącym z okresu maksimum deklinacji Słońca (czerwiec). Jakościowo taki sam
przebieg uwidacznia się w uśrednionych całodziennych wynikach (średnie obejmujące listki od 5 lub
6 do 17). Pokazuje to rys. 9. Z pożytkiem dla późniejszych rozważań można zauważyć, że minima w
lutym (rys. 10) oraz w październiku lub listopadzie, jak również niższe maksima z marca i września,
pojawiają się tym później wiosną i tym wcześniej jesienią im większy jest kąt pomiędzy płaszczyzną
południka miejscowego i kierunkiem listka charakterystyki anten.

Rys. 6. Wyniki toru

ń

skich pomiarów strumienia promieniowania Sło

ń

ca na cz

ę

sto

ś

ci

127 MHz w latach 1973–1976 wykonanych w 6 listku interferencyjnym (ok. godz. 9
czasu uniwersalnego). Dane z 1973 r. pochodz

ą

z innej serii opracowa

ń

Rys. 7. Porównanie rzeczywistych zmian strumienia obserwowanego na kierunku 9
listka interferencyjnego (południe prawdziwe) w latach 1975–1976 z przebiegiem
teoretycznym. Strzałki u dołu rysunku wskazuj

ą

momenty i kierunki przestawiania

nachylenia anten (co 6° deklinacji Sło

ń

ca)

Page 10 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

Symetria zmian względem ekstremalnych deklinacji Słońca oraz zależność momentów pojawiania
się ekstremów strumienia od kierunku na sferze niebieskiej (symetria względem południka)
przemawiają za odbiciową ich interpretacją. Wprawdzie nie badano jeszcze wpływu tego czynnika
na wcześniejsze wyniki obserwacji, jednak jeśli on istniał przed 1972 r., to w znacznie mniejszym
stopniu niż obecnie. Wiąże się to z szerokością wiązek charakterystyki anten w płaszczyźnie H, w
której następują odbicia. Od jesieni 1972 r. do służby Słońca używa się anten o szerokości
połówkowej ok. 65°, z czego już wynika, że w okresie najmniejszej deklinacji Słońca
promieniowanie odbite od płaskiego terenu przed antenami w poziomej składowej polaryzacji nawet
w południe jest odbierane ze skutecznością ok. 50% w stosunku do sygnału przychodzącego z
kierunku największego wzmocnienia.

Podczas opracowywania obserwacji łatwo jest zauważyć, że w czasie zimy istnieją ponadto

Rys. 8. Wyniki pomiarów strumienia w latach 1974–1976 w 12 listku

interferencyjnym (przed lub ok. 12 godz. UT)

Rys. 9. Przebiegi strumienia obserwowanego w 15 listku interferencyjnym (u góry)

i

ś

rednie dzienne (9–15 UT) w latach 1975–1976

Page 11 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

względnie szybkie (dla kontrastu będą dalej zwane oscylacjami) zmiany strumienia mierzonego na
poszczególnych listkach interferencyjnych mające okres kilku (4–10} dni. Zgodność pojawiania się
ekstremów tych oscylacji w kolejnych latach (rys. 11a) i korelacja pomiędzy poszczególnymi
iistkami niezbiecie świadczy o nieprzypadkowym ich charakterze i każe odrzucić m.in. wpływ
aktywności Słońca jako jedną z możliwych interpretacji. Wyjaśnienia można by szukać w odbiciach
promieniowania od dalekich przedmiotów terenowych (w odległościach rzędu 100 m), jak to
sugeruje duża częstotliwość oscylacji w obecności małych zmian deklinacji Słońca. Mimo że istnieją
również inne przesłanki „za”, to jednak wizja lokalna jest tym, co każe wątpić w takie wyjaśnienie.

Brak zadowalającego wytłumaczenia zjawiska oscylacji usprawiedliwia zwrócenia uwagi na dwa
jeszcze fakty z tym związane. Szczególnie nieprzyjemne rozmiary osiągają oscylacje w środku zimy
(grudzień) na kilku skrajnych popołudniowych listkach (rys. 9 i 11b). Inną charakterystyczną
własnością jest niemal całkowity ich zanik jesienią, gdy wiosną widoczne są jeszcze w marcu.
Pierwszy z faktów kojarzy się z niesymetrycznym względem kierunku południa ukształtowaniem
terenu przed antenami, drugi zaś — z różnymi warunkami atmosferycznymi (wilgotność gruntu)
wiosną i jesienią. Oba jednak, o ile te skojarzenia są słuszne, ponownie kierują myśl na odbicia.

Od czasu uruchomienia obecnie używanych anten do września 1975 r. w opracowaniach obserwacji
nie uwzględniano wpływu promieniowania odbitego. Efektywne zmiany wag listków
interferencyjnych były poprawiane ze statystycznych odchyłek względem listka centralnego (9; B o r

k o w s k i 1976a). Nie eliminowało

Rys. 10. Przebiegi strumienia obserwowanego w listkach 6, 8, 10, 12,
14, 16 oraz

ś

rednie dzienne (z listków 5 lub 6–17) w dniach 20 I – 16 III

lat 1974, 1975 i 1976

Page 12 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

to, oczywiście, zmian wagi tego
listka, a w końcowym rezultacie —
zmian średnich dziennych
wywołanych odbiciami. Poczynając
od października 1975 r. redukcja
danych odbywa się po szczegółowej
analizie przebiegu strumienia
obserwowanego w każdym listku z
uwzględnieniem wyników obserwacji
w analogicznych okresach ubiegłych
lat. Na skutek braku absolutnego
poziomu odniesienia dla strumieni w
okresie wrzesień–kwiecień
koniecznością staje się jednak
założenie w to miejsce poziomu
strumienia Słońca spokojnego
(przyjmuje się nań 3 su). Może to w
pewnych przypadkach prowadzić do
skutecznego wyeliminowania
długoczasowych (dłuższych niż ok.
10 dni) nieznacznych wzrostów lub
spadków promieniowania Słońca,
dlatego wszystkie wyniki pomiarów
strumienia uzyskane po ostatniej
wymianie anten należy traktować
jako prowizoryczne. Poprawienie
wyników powinno być wykonane po
zebraniu dostatecznie obfitego
materiału statystycznego w oparciu o
analizę efektów odbiciowych z
uwzględnieniem przebiegu
aktywności Słońca obserwowanego

na innych częstościach.

5. WIĘCEJ O ODBICIACH

Problem zakłóceń pomiarów promieniowania Słońca przez sygnały odbite od przedmiotów
otoczenia anten jest powszechny praktycznie na wszystkich częstościach obserwacji. Jego znaczenie
rośnie z długością fali tak, jak z nią rośnie szerokość charakterystyk promieniowania anten.
Szczególnej wagi nabiera ten problem w stacjach położonych na dużych szerokościach
geograficznych, dla których wysokość górowania Słońca w pewnych okresach nie przekracza np.

10° (

ϕ

= ±57°). W ogólności czynnik ten powoduje skrócenie

czasu efektywnych obserwacji w ciągu dnia. Fakty te
uzasadniają poświęcenie zagadnieniu odbić większej uwagi.
Proponowany dalej model jest dużym uproszczeniem
rzeczywistości, jednak pozwala już na ilościowe oceny.

Na rys. 12 pokazano sytuację, w której do anteny odbiorczej
A oprócz promieniowania padającego wprost (a) dociera też
wiązka odbita (b) od powierzchni ziemi przed anteną
(rozważana jest tu tylko składowa liniowa polaryzacji fali,
prostopadła do rysunku). Z geometrii zjawiska łatwo
zauważyć, że różnica dróg (wyrażona w długościach fali

λ

)

Rys. 11. Przykłady oscylacji strumienia w okresie zimy w 5 listku
intereferencyjnym (a) i ich porównanie w listkach od. 6 do 16 (b).
Strzałki wskazuj

ą

jedno z maksimów podejrzane o wspólne

pochodzenie

Page 13 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

przebytych przez oba promienie wyniesie 2·H·cos

∆

·sin(h +

∆

), gdzie: H jest wysokością środka promieniowania anteny

nad ziemią (w

λ

),

∆

— kątem nachylenia płaszczyzny

odbijającej względem poziomu, a h — wysokością źródła
promieniowania. Pomija się tutaj skończoną rozciągłość
ź

ródła oraz skończoność wstęgi odbieranych częstości, gdyż

dla toruńskiego przypadku są one zaniedbywalne (Dodatek, B o r k o w s k i 1976a). Odpowiednia
do przebytych dróg różnica faz sygnałów będzie większa o

π

(180°), ponieważ faza padającej fali w

rozpatrywanej polaryzacji przy odbiciu zostaje odwrócona. W przypadku interferometru
dwuantenowego o bazie d (w

λ

) będą cztery wiązki, których względne fazy wyniosą:

gdzie: indeksami 1 i 2 odróżniono wysokości obu anten i odpowiednie nachylenia terenu,

δ

o

i t

o

oznaczają współrzędne równikowe bazy (deklinacja i kąt godzinny),

δ

i t — położenie źródła

promieniowania w tychże współrzędnych, a D — różnicę dróg sygnałów w liniach przesyłowych (od
anten do odbiornika) wyrażoną również w

λ

. Wielkości

Ψ

o

i

Ψ

2

opisują zależności fazowe

interferometru przy zaniedbaniu odbić.

Ograniczając nieco ogólność można przyjąć, że średnie amplitudy wszystkich czterech wiązek
początkowo są jednakowe. Zróżnicowanie ich nastąpi wskutek strat przy odbiciu oraz
nieizotropowości charakterystyk anten, Ten pierwszy czynnik silnie zależy od aktualnie panujących
warunków atmosferycznych. Do obliczeń przyjęto zależność od kąta padania opracowaną dla tzw.
dobrej gleby (

ε

= 10,

σ

= 0,01 S/m) na podstawie pracy P i c q u e n a r d a (1974 ): R

i

= 0,864 –

0,0043(h +

∆

i

), gdzie h +

∆

i

, (i = 1,2) wyrażone jest w stopniach. Dla wiązek odbitych w dalekim

polu (strefa Fraunhofera) tłumienie wynikające z charakterystyki anten dobrze przybliża czynnik
cos

2

2(h +

∆

i

) (rys. 12). Z faz (1) i powyższych przybliżeń można wyeliminować wysokość h

korzystając ze znanych zależności trygonometrii sferycznej (zachodzi: sin h = sin

ϕ

sin

δ

+

cos

ϕ

cos

δ

cos t, gdzie

ϕ

jest szerokością geograficzną miejsca obserwacji), co już pozwala skorzystać

z zależności wyprowadzonej w Dodatku dla obliczenia przebiegu obserwacji źródła punktowego w
funkcji jego współrzędnych równikowych i w obecności odbić. Ze względu na nieregularność rzeźby
terenu dla toruńskiego interferometru najbardziej wiarogodne wydają się być chwilowo jedynie
modele obliczone dla małych kątów godzinnych (obserwacje w pobliżu południa prawdziwego w
przypadku Słońca). Praktyczne obliczenia wykonano w oparciu o przekształcenie:

gdzie: Q

j

= R

i

cos

2

2(h +

∆

i

), i = 1, 2 są amplitudami pola, elektrycznego fal odbitych, a S jest

ś

rednim strumieniem Słońca spokojnego (przyjęto S = 3 su). Na parametry charakteryzujące toruński

instrument położono następujące wartości: H

1

i H

2

z przedziału 0,8 – 1,5

λ

,

∆

1

= 5°,

∆

2

= 0°,

δ

o

=

0°, t

o

= 90°, d = 10

λ

oraz D = 0,5

λ

. Jeden z modeli, odpowiadający obserwacji w 9 listku

Rys. 12. Szkic pokazuj

ą

cy mechanizm

powstawania zakłóce

ń

odbioru

wywołanych przez promieniowanie
odbite od ziemi, na przykładzie jednej
anteny. Okr

ą

g symbolizuje

charakterystyk

ę

kierunkow

ą

anteny (A)

Ψ

o

= 0,

Ψ

1

= 4

π

H

1

cos

∆

1

sin(h +

∆

1

) +

π

(wiązka odbita),

Ψ

2

= 2

π

{d[sin

δ

sin

δ

o

+ cos

δ

cos

δ

o

cos(t

−

t

o

)] + D}

oraz

Ψ

3

=

Ψ

2

+ 4

π

H

2

cos

∆

2

sin(h +

∆

2

) +

π

(wiązka odbita)

(1)

V = S[(1 + Q

1

cos

Ψ

1

+ cos

Ψ

2

+ Q

2

cos

Ψ

3

)

2

+ (Q

1

sin

Ψ

1

+ sin

Ψ

2

+ Q

2

sin

Ψ

3

)

2

],

(2)

Page 14 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

interferencyjnym, przedstawia rys. 7.

Chociaż generalnie wyniki obliczeń teoretycznych przebiegów obserwacji Słońca w ciągu roku są
zgodne z obserwacjami, to jednak istnieją różnice, których nie można złożyć na karb uproszczeń
modelu czy też niedokładności parametrów interferometru. Z modelu wynika np, że gdy deklinacja
Słońca osiągnie taką wartość, że promieniowanie odbite będzie dochodziło do anten pod kątem ok.
90° (względem kierunku maksimum wzmocnienia), wówczas jego wpływ powinien znikać
przynajmniej tak, jak to sugeruje charakterystyka promieniowania anten (cosinus tego kąta w
czwartej potędze). Łatwo skądinąd pokazać, że w takim przypadku odbicie następuje w pobliżu
granicy dalekiego pola, gdzie przestają obowiązywać charakterystyki określone dla tamtego pola.
Stąd prawdopodobnie wynika zaskakujący fakt wystąpienia minimum w obserwowanych
strumieniach promieniowania Słońca w środku lata (kwiecień – sierpień), w czasie, gdy
promieniowanie odbite dochodzi do anten pod kątem większym niż 90°. Oznacza to, że dostaje się
ono tam przez listki boczne charakterystyki anten, a te w dalekim polu są przynajmniej 80-krotnie (w
mocy) słabsze od głównego (B r o w n 1974; Andrew Corp. 1966), gdy tymczasem depresja
strumienia obserwowanego wynosi (ostrożnie oceniając) ok. 10%. Biorąc jeszcze pod uwagę
współczynnik odbicia (ok. 0,5 przy tych kątach padania) trudno jest ustrzec się wniosku, że to letnie
minimum jest wynikiem w zasadzie tylko faktu, że wysokość umieszczenia anten nad ziemią jest
mniejsza od odległości dalekiego pola (ok. 1

λ

względem ok. 2

λ

dla zwykle przyjmowanej granicy

dalekiego poła). Dla poparcia tych rozważań na rys. 13 pokazano pośredni rezultat obliczania
modelu obserwacji w obecności odbić — dla anten bezkierunkowych i ze 100% skutecznością
odbicia, dzięki czemu wyniki są wolne od nieokreśloności charakterystyk anten i współczynnika
odbicia. Widać z nich, że kderunek wpływu odbić letnich jest zgodny z tym, co się obserwuje
(zaniżenie wyników pomiarów).

Analizując obserwowane przebiegi w 9 listku (rys. 7) w lutym i na przełomie października i
listopada nietrudno wyróżnić nieoczekiwane wzrosty strumienia, kłócące się z modelem, Być może,
ż

e przyczynek do interpretacji tej rozbieżności tkwi w fakcie, że jest to okres, kiedy odbicia

następują pod kątami bliskimi kątowi Brewstera. Przy przejściu przez ten kąt następuje odwrócenie
fazy składowej pola elektrycznego, leżącej w płaszczyźnie padania. Jeżeli płaszczyzna ta nie jest
prostopadła do kierunku polaryzacji anteny, wówczas składowa taka może być również odebrana. W

Rys. 13. Teoretyczny przebieg strumienia obserwowanego w południku za pomoc

ą

interferometru o izotropowych antenach w obecno

ś

ci odbi

ć

, ze współczynnikiem 1, w funkcji

deklinacji

ź

ródła (na górnej skali zaznaczono niektóre momenty odpowiadaj

ą

ce deklinacji

Sło

ń

ca)

Page 15 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

danym przypadku rzeźba terenu sprzyja takiej możliwości.

Z przeprowadzonej dyskusji w tym punkcie wynikają dwa ważne wnioski. Po pierwsze,
charakterystyki obecnie używanych anten są zbyt szerokie w płaszczyźnie H, co powoduje, że
promieniowanie odbite przed antenami jest w znaczącym stopniu odbierane. Po drugie, wysokość
umieszczenia anten jest zbyt mała, czego efektem jest obecność wpływu odbić na wyniki w ciągu
całego roku. Godzi się jednak nadmienić, że ten czynnik nie jest tak istotny jak pierwszy, o czym
przekonują wcześniejsze obserwacje — za pomocą anten o porównywalnej wysokości, lecz o
węższej wiązce.

6. ZAMIAST ZAKOŃCZENIA

Jednym z bardzo podstawowych mankamentów toruńskich obserwacji jest ich niekompletność. I
choć zjawisko to jest dość częste w tego typu obserwacjach na całym świecie, nie usprawiedliwia
pewnych strat w obserwacjach, do których przy nieco większym zaangażowaniu można by nie
dopuścić.

Tabela 4

Tabela 5

Rozkład na dni tygodnia całodziennych braków w obserwacjach

w okresie 11 IX 1974 – 31 I 1977

11 IX - 11 IX 1974
Okres 31 XIII 1975 1976 - 31 I 1977 1968-1969
Dzie

ń

1974 dni % dni %

Niedziela 3 7 4 15 34,1 29 17,8
Poniedziałek 3 5 7 16 36,4 36 22,1
Wtorek - 1 - 1 2,3 33 20,2

Ś

roda - 3 1 4 9,1 13 8,0

Czwartek 1 3 - 4 9,1 18 11,0
Pi

ą

tek - 1 - 1 2,3 17 10,4

Sobota 1 1 - 3 6,8 17 10,4

Razem dni/% 8 21 12 44 5,0 163 22,3

To samo co w tab. 4, ale wg przyczyn

Okres-> 1974 1975 1976 11 IX 1974 - 31 I 1977
Przyczyna (dni)-> (112) (365) (366) (874)

Brak obsługi 3 14 7 27 = 61%
Awaria odbiornika 1 6 4 11 25
Awaria innego urz

ą

dzenia 1 1 1 6 14

Razem (w % okresu) 7,1 5,6 3,3 5,0

Page 16 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

By uniknąć gołosłowności przeanalizowano straty (tylko całodzienne) w obserwacjach w ostatnim
okresie. Analizą tą, objęto tylko okres po 11 IX 1974 r., gdyż przedtem wystąpiła dłużej trwająca
przerwa spowodowana uszkodzeniem systemu antenowego. Rezultaty zawierają tab. 4 i 5. W
pierwszej z nich przedstawiono rozkład strat wg dni tygodnia. Dla porównania podano tam
analogiczny rozkład w latach 1968–1969. Komentarz wydaje się zbyteczny wobec wymowy liczb,
warto jednak dodać, że z 31 dni straconych w niedzielę lub poniedziałek, aż 20 wystąpiło w
niedzielę i następujący po niej poniedziałek (po kolei). Jeszcze bardziej przekonywająca wydaje się
być tab. 5, w której zawarto podział strat na przyczyny. Podziału dokonano w ten sposób, że przez
brak obsługi rozumiano wszelkie usterki systemu odbiorczego, które były możliwe do usunięcia w
ramach codziennej obsługi, gdyby tylko zostały w porę zauważone. Do nich wliczono m.in. awarie
automatu zegarowego włączającego zapis obserwacji i niesprawności samopisów (brak tuszu, brak
taśmy papierowej, uszkodzenie taśmy uniemożliwiające zapis). Awarie odbiornika to długotrwałe
niestabilności jego pracy lub wzbudzenie się {występowały głównie w letnie upalne dni). Do innych
usterek zaliczono awarie zasilacza stabilizowanego (zasilacz odbiornika), uszkodzenie złącza antena
– linie przesyłowe lub brak napięcia w sieci.

Do pozytywów warto dorzucić fakt, że tych straconych obserwacji w ostatnich latach jest jednak
nieco mniej (tab. 2), nawet jeśli pominąć w rachunkach przerwy długoczasowe, wynikające z
poważniejszych przyczyn. Najczęstszą przyczyną pojedynczych przerw w obserwacjach były
niesprawności samopisów, a w tym kontekście wprowadzenie równoległego zapisu na dwóch
rejestratorach niewątpliwie wydatnie zmniejszyło procent obserwacji zmarnowanych. Stosowane
obecnie rejestratory (LRK-1) ulegają jednak tak częstym usterkom, że nawet ich dublowanie nie
gwarantuje uzyskania jednego choćby zapisu z systemu pozostawionego przez 2–3 dni bez opieki.
Na ich usprawiedliwienie trzeba dodać, że warunki ich pracy urągają niekiedy podstawowym
wymogom klimatycznym. Pewnej dalszej poprawy skuteczności zapisu można oczekiwać w
niedalekiej przyszłości, po zainstalowaniu elektronicznego układu włączenia i wyłączania zapisów w
miejsce zawodnego zegara mechanicznego. Nie wyeliminuje to, oczywiście, strat poniesionych w
wyniku awarii samopisów czy, jak kto woli, braku przynajmniej jednokrotnej w ciągu dnia kontroli
przebiegu obserwacji.

7. DODATEK

Antena jest urządzeniem liniowym, dlatego sygnały indukują w niej napięcia proporcjonalne do
chwilowych amplitud pola elektrycznego odbieranych fal w składowej o kierunku polaryzacji anteny
(płaszczyzna E w przypadku dipola). Uśrednioną po czasie moc wydzielaną na obciążeniu anteny
można wyrazić przez średnią kwadratową wartości indukowanego napięcia:

gdzie: E[ ] jest symbolem wartości średniej,

Σ

V

i

oznacza skończoną sumę napięć wywołanych przez

sygnały wzajemnie skorelowane, a U — przyczynek od promieniowania niespójnego lub
nieskorelowanego z poprzednimi. Występujący w rozwinięciu wyrażenia opisującego uśredniany
sygnał iloczyn składników nieskorelowanych znika przy dostatecznie długim uśrednianiu, (3) można
więc przepisać do postaci:

P

∼

E[(

Σ

i

V

i

+ U)

2

],

(3)

P

∼

E(

Σ

i,j

V

i

V

j

) + C,

(4)

Page 17 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

gdzie: C = E(U

2

) w radioastronomicznej praktyce oznacza zwykle wolnozmienne tło dla sygnału

obserwowanego. Dla dwóch sygnałów wąskowstęgowych zachodzi związek:

co się łatwo sprawdza w przypadku, gdy te sygnały są harmoniczne. Jeżeli różnica faz sygnałów

Ψ

i

− Ψ

j

i powstaje jedynie z różnicy

τ

ij

w czasie przybycia czół fal do środka promieniowania anteny,

to jest ona równa 2

π

f

τ

ij

, gdzie f jest częstością odbieranych fal. Dla napięć szumowych w

skończonej wstędze częstości

∆

f czynnik fazowy w (5) powinien być zastąpiony pnez odpowiednią

ś

rednią po wszystkich częstościach wstęgi, jest to jednak zbyteczne jeśli tylko nierówność:

jest spełniona dla wszystkich opóźnień odpowiadających różnicom dróg d

ij

(C h r i s t i a n s e n, H ö

g b o m 1969). Tak np. przy częstości 127 MHz, wstędze 230 kHz i opóźnieniu 10

λ

(toruński

interferometr) lewa strona (6) wynosi 0,11, co zadowalająco spełnia ten warunek.

Kładąc w (5) E(V

2

i

) = E

2

i

z (4) i (5) dostaje się:

Jeżeli do pomiaru sygnału używa się radiometru o charakterystyce kwadratowej, wówczas dostaje
się na wyjściu napięcie proporcjonalne do mocy P albo, przepisując inaczej prawą stronę związku
(7), do:

— dodać trzeba, że E

j

wyraża tutaj skuteczną amplitudę pola elektrycznego i-tej wiązki

promieniowania we właściwej składowej polaryzacji pomnożoną przez napięciową charakterystykę
promieniowania anteny.

Pożytecznie jest zauważyć, że wzór (8) jest stosunkowo ogólny i łatwo go zastosować do dowolnego
zestrojenia anten oraz układu obserwowanych źródeł. Przy obserwacji za pomocą kilku połączonych
anten wzór ten pozostaje słuszny po uwzględnieniu w fazach

Ψ

i

dodatkowych opóźnień powstałych

przypadkowo lub celowo w liniach przesyłowych — np. wskutek przełączania fazy w
interferometrze typu Ryle'a albo na wyjściu odbiornika interferometru korelacyjnego pojawiają się
napięcia postaci (8), w której C znika. Zastosowanie systemu odbiorczego typu Dicke'go zmniejsza
tylko wartość „stałej" C o wielkość proporcjonalną do mocy szumów źródła porównawczego. W
szczególności, w prostym (dwuantenowym) interferometrze addytywnym skierowanym na punktowe
ź

ródło kosmiczne, wyrażenie (8) sprowadza się do:

E(V

i

V

j

) =

√

E(V

2

i

)E(V

2

j

)

cos(

Ψ

i

−

Ψ

j

),

(5)

2

π∆

f

τ

ij

= 2

π

∆

f

f

d

ij

<< 1

(6)

P

∼ Σ

E

i

E

j

cos

Ψ

i

cos

Ψ

j

+

Σ

E

i

E

j

sin

Ψ

i

sin

Ψ

j

+ C.

(7)

V = (

Σ

i

E

i

cos

Ψ

i

)

2

+ (

Σ

i

E

i

sin

Ψ

i

)

2

+ C

(8)

Page 18 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

gdzie położono E = E

1

= E

2

sugerując tym identyczność obu anten. Nietrudno też pokazać,

wykorzystując dowolność wielkości C, że w przypadku dwóch takich źródeł obserwowanych
jednocześnie wyrażenie analogiczne do (9) ma postać:

gdzie primami odróżniono amplitudy i fazy sygnałów z drugiego źródła. Wzór (10) daje pożyteczną
podstawę do oceny zakłóceń obserwacji wywołanych obecnością niezbyt odległych kątowo źródeł
(ważny problem toruńskich kalibracji obserwacji Słońca na źródłach Cas A i Cyg A).

Do opisu faz sygnałów konieczna jest znajomość rozmieszczenia anten. Pouczająca będzie analiza
prostego przypadku z dwoma antenami. Jeśli w środku układu kartezjańskiego o osiach
skierowanych na zachód (x), na południe (y) i na północy biegun nieba (z) mieści się jedna z anten, a
druga ma współrzędne x

o

, y

o

i z

o

, to transformują się one ze współrzędnych równikowych przez

przekształcenie:

gdzie: d =

√

(x

o

2

+ y

o

2

+ z

o

2

) jest odległością między antenami, a

δ

o

i t

o

są deklinacją i kątem

godzinnym kierunku wyznaczonego przez anteny. Różnica dróg przebytych przez czoło fali
biegnącej do anten z kierunku o współrzędnych

δ

i t jest rzutem wektora przypisanego bazie

interferometru d(x

o

,y

o

,z

o

) na ten kierunek, czyli:

gdzie 1(...) jest wektorem jednostkowym w kierunku źródła osadzonym w początku układów
współrzędnych. Ta różnica dróg jest miarą różnicy faz (wyrażonej w radianach):

Bardzo często interferometry buduje się tak, by baza leżała na linii wschód–zachód i zawsze
wymagana jest znajomość odchyłek od tego położenia. Korzystając z wzoru (12) nietrudno
zauważyć, że różnica fazy sygnału źródła obserwowanego interferometrem rzeczywistym (11) i
interferometrem o bazie d

o

ustawionym idealnie na osi x wyniesie:

V = 2E

2

[1 + cos(

Ψ

2

−

Ψ

1

)] + C = 4E

2

cos

2





Ψ

2

− Ψ

1

2





+ C,

(9)

V = 4E

2

cos

2





Ψ

2

− Ψ

1

2





+ 4E'

2

cos

2





Ψ

'

2

− Ψ

'

1

2





+ C,

(10)

x

o

= d cos

δ

o

sin t

o

y

o

= d cos

δ

o

cos t

o

z

o

= d sin

δ

o











,

(11)

d·1(cos

δ

sin t,cos

δ

cos t,sin

δ

) = d(cos

δ

cos

δ

o

sin t sin t

o

+ cos

δ

cos

δ

o

cos t cos t

o

+ sin

δ

sin

δ

o

),

Ψ

2

−

Ψ

1

= 2

π

d[cos

δ

cos

δ

o

cos(t

−

t

o

) + sin

δ

sin

δ

o

].

(12)

Ψ

2

− Ψ

1

−

2

π

d

o

cos

δ

sin t = 2

π

{[(x

o

−

d

o

)sin t + y

o

cos t]cos

δ −

z

o

sin

δ

},

(13)

Page 19 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

gdzie x

o

−

d

o

, y

o

i z

o

są dodatnimi odchyłkami (w

λ

) bazy odpowiednio: w kierunku zachodu,

południa i ponad płaszczyznę równika niebieskiego. W praktyce właśnie z tej zależności korzysta się
przy wyznaczaniu odchyłek w podanych kierunkach (E l s m o r e i in. 1966).

W rzeczywistości oprócz różnicy faz wynikającej z usytuowania anten powstaje zwykle też
przesunięcie na skutek różnicy w długościach linii przesyłowych D (w

λ

) do punktu węzłowego,

które trzeba dołączyć do różnicy (12). W przypadku, gdy

δ

= 0° i t

o

= 90° (anteny na osi x) wzór (9)

przechodzi w:

lub, zaniedbując stałe, w:

Autor pragnie dodać, iż powyższa praca powstała w znaczącym stopniu dzięki bezinteresownej
pomocy wielu osób — pracowników Obserwatorium. Szczególne wyrazy wdzięczności chce on
przekazać Dr. J. H a n a s z o w i za nieustanną pomoc w wielu problemach związanych z
obserwacjami Słońca, Dr. A. W o l s z c z a n o w i za wprowadzenie w arkana dyskretnej analizy
widmowej i Mgr inż. J. U s o w i c z o w i za dyskusje z teorii sygnałów oraz życzliwie
udostępnienie własnych zbiorów literaturowych.

LITERATURA

Andrew Corporation, Biuletin 390 (1966).

B e n d a t, J.S., P i e r s o l, A.G., 1976, Metody analizy i pomiaru sygnałów losowych, PWN ,
Warszawa.

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

B o r k o w s k i, K.M., 1976a

, Post. Astr., 24, 15.

B o r k o w s k i, K.M., 1976b

, Post. Astr., 24, 115.

B o r k o w s k i; K.M., 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.

B o r k o w s k i, K.M., K ę p a, A., 1976

, Urania, 47, 89.

B r o w n, J.S., 1974, 1975, informacje prywatne.

C h r i s t i a n s e n, W.N., H ö g b o m, J.A., 1969, Radiotelescopes, Cambridge University Press,
Cambridge.

C o c h r a n, W.T., C o o l e y, J.W., F a v i n, D.L. i inni, 1967, IEEE Trans. Audio Electroacoust.,
15, 45, No 2.

C o l e, T.W., 1973, Solar Physics, 30, 103.

Complete Summary of Daily Solar Radio Flux, Series-70, Toyokawa 1975.

V = 2E

2

{1 + cos[2

π

(d cos

δ

sin t + D)]} + C,

V

∼

cos[2

π

(d cos

δ

sin t + D)].

(14)

Page 20 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm

C o v i n g t o n, A.E., 1974, J. R. Astr. Soc. Can., 68, 31.

C o v i n g t o n, A.E., 1976, SGD, No. 378 (Supplement), 8.

C u r r i e, R.G., 1973, Astrophys. Space Sci., 20, 509.

D e n t, W.A., A l l e r, H.D., O l s e n, E.T., 1974, Astrophys. J., 188, L11.

E l- R a e y, M., A m e r, R., 1975, Solar Physics, 45, 533. .

E l s m o r e, B., K e n d e r d i n e, S., R y l e, M., 1966, MNRAS, 134, 87.

E r i c k s o n, W.C., P e r l e y, R.A., 1975, Astrophys. J., 200, 183.

G a w r o ń s k a, G., 1977, praca magisterska UMK.

K a n d a, M., 1976, IEEE Trans. Instr. Measur., 25, 173,

MONSEE Bulletin No.8, p. 10, ICSU Special Committee on Solar-Terrestrial Physics., Sep. 1976.

P i c q u e n a r d, A., 1974, Radio Wawe Propagation, Macmillan, London and Basingstoke.

Quarterly Bulletin on Solar Activity, 1959–1976, IAU, Zürich.

R e a d, P.L., 1976, 9th Young European Radio Astronomers Conference (YERAC), 2–5 Aug., Toruń.
oraz MNRAS, 178, 259 (1977).

S c h w a r t z, M., S h a w, L., 1975, Signal Processing, McGraw-Hill, N. York.

S o b k o w s k i, J.. 1975, Częstotliwościowa analiza sygnałów, Wyd. MON, Warszawa.

Solar-Geophysical Data (SGD), 1975–1977, U.S. Department of Commerce, Boulder, Colorado.

Solar-Terrestrial Physics and Meteorology: A Working Document, SCOSTEP Secretariat, July 1975,
Washington.

S z y m a ń s k i, W., 1976, Urania, 47, 88.

T s e y t l i n, N.M., D m i t r i e n k o, L.V., D m i t r i e n k o, D.A., M i l l e r, E.A., S n e g i r e v a,
V.V., T i t o v, G.K., 1976, Radiofizika, XIX, 1106.

U l r y c h, T.J., 1972, J. Geophys. Res., 77, 1396.

Urania, 1975–1977, PTMA, Kraków,

W h i t f i e l d, G.R., 1959, Paris Symposium on Radio Astronomy (Ed. R.N. Bracewell), p. 297,
Stanford, California.

W i e l e b i n s k i, R., 1976, Methods of Experimental Phys. (Astrophys.), 12, 82.

Page 21 of 21

Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz

2008-05-27

http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm