Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 1 of 21
POST
PY ASTRONOMII
Tom XXV (1977), Zeszyt 3, 135 159
PRZEGL
D TORUC
SKICH WYNIKÓW
OBSERWACJI SA
OC
CA NA CZ
STOŚCI 127 MHz
KAZIMIERZ M. BORKOWSKI
Instytut Astronomii Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń)
A SURVEY OF THE 127 MHz TORUC
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 Toruń Observatory. All data are based
on the records of the Institute of Astronomy in Toruń 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
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 2 of 21
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.
1. UWAGI WST
PNE
Wyniki, które są przedmiotem tego artykułu pochodzą z obserwacji wykonanych w ramach słu\
by
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
dłu\
szy obejmują okres i, oczywiście, im bardziej są kompletne. Toruńskie pomiary pozostawiają
wprawdzie wiele do \
yczenia pod względem kompletności i stabilności, ale ich atutem jest właśnie
bogactwo materiału statystycznego, które wraz z unikalnością (wyniki te stanowią obecnie bodaj\
e
najdłu\
szy na świecie ciąg obserwacji Słońca na tak długich falach) czyni je znaczącymi. Zatem,
niezale\
nie od tego, \
e obserwacje te spełniały i spełniają swoje zadanie jako słu\
ba Słońca,
po\
yteczne 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 podwa\
a
istoty ani potrzeby takich obserwacji, lecz daje podstawę do stwierdzenia, \
e jest jeszcze wiele do
zrobienia, by rezultaty były bardziej wartościowe.
Dotychczasowe wykorzystanie toruńskich obserwacji, jeśli nie liczyć bie\
ącego po\
ytku
charakterystycznego dla słu\
by, ogranicza się do kilku publikacji, w których analizuje się lub
korzysta z danych i które w zasadzie były dziełem tylko pracowników Instytutu. Niewątpliwie du\
a
w tym  zasługa braku szerokiej informacji i łatwego dostępu do tych obserwacji. Fakt, \
e 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 opóz
nionymi o
ponad rok. Tam te\
mo\
na znalez
ć 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 paz
dzieqlika 1958 r. Do września 1970 r. strumienie średnie były prezentowane w QBSA
równolegle ze wskaz
nikiem zmienności (Variability). Od tego momentu zmienność nie jest
uwzględniana w \
adnym 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). Równie\
w QBSA były
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 3 of 21
publikowane dane o zjawiskach niezwykłych (Distinctive Events lub Outstanding Occurrences),
jednak\
e 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
opóz
nieniem pół roku. Praktycznie u\
yteczną listę z
ródeł toruńskich wyników mo\
na zamknąć na
kilku przeglądach rocznej aktywności Słońca publikowanych na łamach  Acta Astronomica ,
 Postępów Astronomii i  Uranii (ostatnio tutaj zamieszczane są tak\
e comiesięczne uwagi o
wynikach obserwacji i radiowej aktywności Słońca). Spis najwa\
niejszych 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
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 Z�richu)
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
Zestawienie to oparto na dziennikach obserwacji z wyjątkiem okresu od X 1958 do I 1960 r., dla
którego podstawą były raporty miesięczne. Niewielkie ró\
nice między prezentowanymi
wielkościami a odpowiednimi liczbami znalezionymi w danych dziennych publikowanych w QBSA,
w kilku przypadkach tak\
e wziętych z raportów miesięcznych  na ogół wynikają z błędów w
tamtych z
ródłach oraz faktu, \
e średnie miesięczne zamieszczane w QBSA były obliczane ze
średnich 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
średnie miesięczne w tab. 1 są wewnętrznie zgodne. Wynika to z ró\
nych zało\
eń przyjmowanych w
ró\
nych okresach dla redukcji danych obserwacyjnych. Strumień Słońca obliczano zawsze na
podstawie obserwacji radioz
ródła Cassiopeia A z uwzględnieniem z
ródła Cygnus A. W pierwszych
latach obserwacji przyjmowano, \
e na częstości 127 MHz gęstość strumienia Cas A wynosi 1,5 su, a
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 4 of 21
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 powy\
szych danych i przyjąć, \
e 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
ka\
dego 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, równie\

obecne zało\
enia 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 tak\
e dodać, \
e podane współczynniki
nie uwzględniają przyczynków związanych ze zjawiskiem dudnienia promieniowania Cas A i Cyg A
(wynika ono z małej odległości kątowej tych z
ródeł w stosunku do charakterystyki anten), co czyni
kalibrację w oparciu o obserwację dowolnego z tych z
ródeł obarczoną pewnym, mo\
liwym 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.) nale\
y traktować jako prowizoryczne.
Rys. 1. Średnie miesięczne gęstości strumienia promieniowania Słońca obserwowane na
częstości 127 MHz w Obserwatorium Toruńskim
W tab. 2 przedstawiono podsumowanie wyników opracowania zjawisk niezwykłych. Oczywiste jest,
\
e liczby te nie mają istotnego znaczenia statystycznego ze względu na niekompletność wynikającą z
obiektywnych częściowo trudności. Częściowo, gdy\
okazuje się, \
e szereg luk w tych wynikach
powstała w ró\
nych okresach z przyczyn, które mo\
na określić terminem  brak zainteresowania .
Widać to wyraz
nie w pracy G a w r o ń s k i e j (1977), z której wynika m.in., \
e liczby z podane w
tab. 2 powinny na ogół być zwiększone.
Tabela 2
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 5 of 21
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
Puste miejsca w tab. 1 i 2 oznaczają brak opracowań wskazanych parametrów, mimo \
e istnieją
zapisy obserwacji. Średnie roczne (tab. 1) obliczono na podstawie tych tabel zastępując puste
miejsca i braki obserwacji zerami. Są to średnie wa\
one 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 póz
niejszych: 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 u\
yto 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). Równie\
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. Ju\
z pierwszego z nich wyraz
nie widać, \
e 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 obni\
eniem poziomu na tej
częstości w latach 1963 1966, jednak\
e zupełnie inny charakter ma ten przebieg w pobli\
u
następnego minimum. Tę opinię potwierdza równie\
przebieg średnich rocznych. Jeśli o gęstości
wybuchów trudno cokolwiek wnosić ze względu na niekompletność tego parametru, to o zmienności
(V) mo\
na powiedzieć, \
e wykazuje generalnie lepszą zgodność z przebiegiem ilości plam (R) ni\

gęstość strumienia (S, rys. 2).
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 6 of 21
Rys. 2. Średnie roczne: liczby Wolfa (R), wskaz
niki zmienności (V), ilość
wybuchów (Z) i gęstości strumienia (S) oraz procentowa liczba dni
obserwacji (P)
Gdyby połączyć wyraz
ne 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 te\
średnia
tego miesiąca była równie\
rekordowo du\
a  dwukrotnie większa od dotychczasowego  rekordu .
Spowodowało to dalej, \
e średnia roczna wzrosła a\
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, \
e średnia listopada jest wy\
sza 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, \
e wyniki toruńskie i
wspomnianej stacji zawsze istotnie się ró\
niły. Interesujące w tych rozbie\
nościach jest to, \
e
toruńskie wyniki pomiarów są zani\
one względem rosyjskich w okresach spokojnego Słońca,
natomiast zawy\
one w czasie wzmo\
onej aktywności (dla du\
ych strumieni). Sugeruje to, \
e
odpowiedzialna za ten efekt mo\
e okazać się nieliniowość charakterystyki wzmocnienia któregoś z
odbiorników (niewłaściwa kalibarcja odbiornika).
Tabela 3
Średnie: 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 Średnie Obserwacje Średnie
siąc Dni % S V Z Dni % S V Z S(1000)
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 7 of 21
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
Okazuje się, \
e ryzykowne wcią\
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, \
e 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
wyraz
nie 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
oka\
e się najmniej aktywny (wyłączając ze
względów oczywistych rok 1973). Jeśli ponadto
potraktować zajwiska z XI 1975 jako  wybryk
natury wówczas tak\
e średni sturmień oka\
e
się w tym roku mniejszy ni\
w sąsiednich.
Bil\
szy wgląd w wyniki ka\
e moment minimum
umieścić pomiędzy marcem i lipcem 1975 r.
Zwraca tak\
e 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, jednak\
e, choćby
w świetle odbić, byłby to wniosek nieco
Rys. 3. Średnie parametry obliczone dla
przedwczesny.
poszczególnych miesięcy z okresu VIII 1964  VII
1976 r.: S, V i Z odpowiadają strumieniowi, zmienności
Tabela 3 i rys. 3 zawierają statystyki
i gęstości zjawisk niezwykłych na 127 MHz, a S(1000)
 strumieniowi na 1000 MHz
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 przewy\
szają odpowiednią wielkość
znalezioną dla strumienia na częstości 1000 MHz (6%). Najbardziej równomiernie po miesiącach w
20 cyklu rozło\
yła się zmienność, ale ró\
nica między średnią stycznia i czerwca osiągnęła prawie
62% średniej całego cyklu. Jest to świadectwo du\
ej dynamiki tych parametrów promieniowania
Słońca na falach metrowych. Potwierdzeniem tej opinii mo\
e być te\
du\
e  zaszumienie widm
mocy (rys. 4).
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 8 of 21
Rys. 4.Widma mocy dla średnich miesięcznych strumieni i zmenności na 127 MHz
oraz strumienia na 1000 MHz (Toyokawa) obliczone dla okresu XI 1961  VI 1972 r.
Wyniki są znormalizowane do odchylenia standardowego (�)
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 ni\
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
najwyraz
niej występuje w widmie strumienia na częstości 1000 MHz (przewy\
sza 290 razy
odchylenie standardowe �). W toruńskich wynikach składowa ta wynosi 9,2 � dla strumienia (S) i
41,2 � dla zmienności (V). Poziom 3 � przekracza równie\
linia odpowiadająca okresowi ok. 3,4
miesiąca w widmie strumienia. Jest ona te\
widoczna, chocia\
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 ró\
nych wyników. Na tej podstawie mo\
na zaniedbać inne linie widmowe
widoczne na rys. 4, dotyczące obserwacji toruńskich, być mo\
e z wyjątkiem wskazanych tam
prą\
ków odpowiadających okresom 11,6, 9,1 i 2,4 miesiąca. Ta rozbie\
ność 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 ka\
ą sądzić, \
e lepszym estymatorem
widmowej gęstości mocy  zwłaszcza od strony małych częstotliwości widmowych  oka\
e się
wynik zastosowania niedawno opracowanej metody maksymalnej entropii (np. U l r y c h 1972).
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 9 of 21
Rys. 5. Rozkład liczby średnich dziennych i miesięcznych n(S) w funkcji amplitudy
strumienia S w obserwacjach toruńskich
Wgląd w rozkład amplitud średnich strumieni dziennych (rys. 5) daje dodatkowy argument na to, \
e
w 1975 r. aktywność Słońca na 127 MHz osiągnęła minimum w części spadkowej 20 cyklu.
Świadczy 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, \
e obecne pomiary promieniowania
Słońca spokojnego są stabilniejsze (mówi o tym wyraz
nie mniejszy rozrzut wokół mediany, która w
latach 1975 1976 wyniosła 3,1 su, a w latach 1968 1969  3,2 su). Dodać te\
warto, \
e 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 ró\
nice
oraz ich z
ródła są przedmiotem tego i następnego punktu pracy.
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 10 of 21
Rys. 6. Wyniki toruńskich pomiarów strumienia promieniowania Słońca na częstości
127 MHz w latach 1973 1976 wykonanych w 6 listku interferencyjnym (ok. godz. 9
czasu uniwersalnego). Dane z 1973 r. pochodzą z innej serii opracowań
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 wskazują momenty i kierunki przestawiania
nachylenia anten (co 6� deklinacji Sło ńca)
Nawet bardzo pobie\
ny przegląd obserwacji w ostatnich kilku latach pozwala zauwa\
yć 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, \
e 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
zało\
eniu, \
e charakterystyka systemu antenowego w rozpatrywanym okresie nie ulega zmianie. Na
wszystkich przebiegach wyró\
nia się składnik wolnozmienny o rocznej powtarzalności mający trzy
maksima, z których najwy\
sze 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 po\
ytkiem dla póz
niejszych rozwa\
ań mo\
na zauwa\
yć, \
e minima w
lutym (rys. 10) oraz w paz
dzierniku lub listopadzie, jak równie\
ni\
sze maksima z marca i września,
pojawiają się tym póz
niej wiosną i tym wcześniej jesienią im większy jest kąt pomiędzy płaszczyzną
południka miejscowego i kierunkiem listka charakterystyki anten.
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 11 of 21
Rys. 8. Wyniki pomiarów strumienia w latach 1974 1976 w 12 listku
interferencyjnym (przed lub ok. 12 godz. UT)
Symetria zmian względem ekstremalnych deklinacji Słońca oraz zale\
ność 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 ni\
obecnie. Wią\
e się to z szerokością wiązek charakterystyki anten w płaszczyz
nie H, w
której następują odbicia. Od jesieni 1972 r. do słu\
by Słońca u\
ywa się anten o szerokości
połówkowej ok. 65�, z czego ju\
wynika, \
e 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.
Rys. 9. Przebiegi strumienia obserwowanego w 15 listku interferencyjnym (u góry)
i średnie dzienne (9 15 UT) w latach 1975 1976
Podczas opracowywania obserwacji łatwo jest zauwa\
yć, \
e w czasie zimy istnieją ponadto
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 12 of 21
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 ka\
e odrzucić m.in. wpływ
aktywności Słońca jako jedną z mo\
liwych interpretacji. Wyjaśnienia mo\
na by szukać w odbiciach
promieniowania od dalekich przedmiotów terenowych (w odległościach rzędu 100 m), jak to
sugeruje du\
a częstotliwość oscylacji w obecności małych zmian deklinacji Słońca. Mimo \
e istnieją
równie\
inne przesłanki  za , to jednak wizja lokalna jest tym, co ka\
e 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 ró\
nymi warunkami atmosferycznymi (wilgotność gruntu)
wiosną i jesienią. Oba jednak, o ile te skojarzenia są słuszne, ponownie kierują myśl na odbicia.
Rys. 10. Przebiegi strumienia obserwowanego w listkach 6, 8, 10, 12,
14, 16 oraz średnie dzienne (z listków 5 lub 6 17) w dniach 20 I  16 III
lat 1974, 1975 i 1976
Od czasu uruchomienia obecnie u\
ywanych 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
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 13 of 21
to, oczywiście, zmian wagi tego
listka, a w końcowym rezultacie 
zmian średnich dziennych
wywołanych odbiciami. Poczynając
od paz
dziernika 1975 r. redukcja
danych odbywa się po szczegółowej
analizie przebiegu strumienia
obserwowanego w ka\
dym 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
zało\
enie w to miejsce poziomu
strumienia Słońca spokojnego
(przyjmuje się nań 3 su). Mo\
e to w
pewnych przypadkach prowadzić do
skutecznego wyeliminowania
długoczasowych (dłu\
szych ni\
ok.
10 dni) nieznacznych wzrostów lub
spadków promieniowania Słońca,
dlatego wszystkie wyniki pomiarów
strumienia uzyskane po ostatniej
wymianie anten nale\
y traktować
jako prowizoryczne. Poprawienie
wyników powinno być wykonane po
zebraniu dostatecznie obfitego
Rys. 11. Przykłady oscylacji strumienia w okresie zimy w 5 listku
materiału statystycznego w oparciu o
intereferencyjnym (a) i ich porównanie w listkach od. 6 do 16 (b).
analizę efektów odbiciowych z
Strzałki wskazują jedno z maksimów podejrzane o wspólne
pochodzenie uwzględnieniem przebiegu
aktywności Słońca obserwowanego
na innych częstościach.
5. WI
CEJ 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 poło\
onych na du\
ych szerokościach
geograficznych, dla których wysokość górowania Słońca w pewnych okresach nie przekracza np.
10� (� = ą57�). W ogólności czynnik ten powoduje skrócenie
czasu efektywnych obserwacji w ciągu dnia. Fakty te
uzasadniają poświęcenie zagadnieniu odbić większej uwagi.
Proponowany dalej model jest du\
ym uproszczeniem
rzeczywistości, jednak pozwala ju\
na ilościowe oceny.
Na rys. 12 pokazano sytuację, w której do anteny odbiorczej
A oprócz promieniowania padającego wprost (a) dociera te\

wiązka odbita (b) od powierzchni ziemi przed anteną
(rozwa\
ana jest tu tylko składowa liniowa polaryzacji fali,
prostopadła do rysunku). Z geometrii zjawiska łatwo
zauwa\
yć, \
e ró\
nica dróg (wyra\
ona w długościach fali )
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 14 of 21
Rys. 12. Szkic pokazujący mechanizm
przebytych przez oba promienie wyniesie 2�H�cos"�sin(h +
powstawania zakłóceń odbioru
"), gdzie: H jest wysokością środka promieniowania anteny
wywołanych przez promieniowanie
nad ziemią (w ), "  kątem nachylenia płaszczyzny
odbite od ziemi, na przykładzie jednej
odbijającej względem poziomu, a h  wysokością z
ródła
anteny. Okrąg symbolizuje
charakterystykę kierunkową anteny (A)
promieniowania. Pomija się tutaj skończoną rozciągłość
z
ródła oraz skończoność wstęgi odbieranych częstości, gdy\

dla toruńskiego przypadku są one zaniedbywalne (Dodatek, B o r k o w s k i 1976a). Odpowiednia
do przebytych dróg ró\
nica faz sygnałów będzie większa o Ą (180�), poniewa\
faza padającej fali w
rozpatrywanej polaryzacji przy odbiciu zostaje odwrócona. W przypadku interferometru
dwuantenowego o bazie d (w ) będą cztery wiązki, których względne fazy wyniosą:
�o = 0,
�1 = 4ĄH1cos"1sin(h + "1) + Ą
(wiązka odbita),
(1)
�2 = 2Ą{d[sin�sin�o + cos�cos�ocos(t - to)] + D}
oraz
�3 = �2 + 4ĄH2cos"2sin(h + "2) + Ą
(wiązka odbita)
gdzie: indeksami 1 i 2 odró\
niono wysokości obu anten i odpowiednie nachylenia terenu, �o i to
oznaczają współrzędne równikowe bazy (deklinacja i kąt godzinny), � i t  poło\
enie z
ródła
promieniowania w tych\
e współrzędnych, a D  ró\
nicę dróg sygnałów w liniach przesyłowych (od
anten do odbiornika) wyra\
oną równie\
w . Wielkości �o i �2 opisują zale\
ności fazowe
interferometru przy zaniedbaniu odbić.
Ograniczając nieco ogólność mo\
na przyjąć, \
e średnie amplitudy wszystkich czterech wiązek
początkowo są jednakowe. Zró\
nicowanie ich nastąpi wskutek strat przy odbiciu oraz
nieizotropowości charakterystyk anten, Ten pierwszy czynnik silnie zale\
y od aktualnie panujących
warunków atmosferycznych. Do obliczeń przyjęto zale\
ność od kąta padania opracowaną dla tzw.
dobrej gleby (� = 10, � = 0,01 S/m) na podstawie pracy P i c q u e n a r d a (1974 ): Ri = 0,864 
0,0043(h + "i), gdzie h + "i, (i = 1,2) wyra\
one jest w stopniach. Dla wiązek odbitych w dalekim
polu (strefa Fraunhofera) tłumienie wynikające z charakterystyki anten dobrze przybli\
a czynnik
cos22(h + "i) (rys. 12). Z faz (1) i powy\
szych przybli\
eń mo\
na wyeliminować wysokość h
korzystając ze znanych zale\
ności trygonometrii sferycznej (zachodzi: sin h = sin�sin� +
cos�cos�cos t, gdzie � jest szerokością geograficzną miejsca obserwacji), co ju\
pozwala skorzystać
z zale\
ności wyprowadzonej w Dodatku dla obliczenia przebiegu obserwacji z
ródła punktowego w
funkcji jego współrzędnych równikowych i w obecności odbić. Ze względu na nieregularność rzez
by
terenu dla toruńskiego interferometru najbardziej wiarogodne wydają się być chwilowo jedynie
modele obliczone dla małych kątów godzinnych (obserwacje w pobli\
u południa prawdziwego w
przypadku Słońca). Praktyczne obliczenia wykonano w oparciu o przekształcenie:
V = S[(1 + Q1cos�1 + cos�2 + Q2cos�3)2 + (Q1sin�1 + sin�2 + Q2sin�3)2],
(2)
gdzie: Qj = Ricos22(h + "i), i = 1, 2 są amplitudami pola, elektrycznego fal odbitych, a S jest
średnim strumieniem Słońca spokojnego (przyjęto S = 3 su). Na parametry charakteryzujące toruński
instrument poło\
ono następujące wartości: H1 i H2 z przedziału 0,8  1,5 , "1 = 5�, "2 = 0�, �o =
0�, to = 90�, d = 10  oraz D = 0,5 . Jeden z modeli, odpowiadający obserwacji w 9 listku
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 15 of 21
interferencyjnym, przedstawia rys. 7.
Chocia\
generalnie wyniki obliczeń teoretycznych przebiegów obserwacji Słońca w ciągu roku są
zgodne z obserwacjami, to jednak istnieją ró\
nice, których nie mo\
na zło\
yć na karb uproszczeń
modelu czy te\
niedokładności parametrów interferometru. Z modelu wynika np, \
e gdy deklinacja
Słońca osiągnie taką wartość, \
e 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). A
atwo skądinąd pokazać, \
e w takim przypadku odbicie następuje w pobli\
u
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 ni\
90�. Oznacza to, \
e 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 (ostro\
nie oceniając) ok. 10%. Biorąc jeszcze pod uwagę
współczynnik odbicia (ok. 0,5 przy tych kątach padania) trudno jest ustrzec się wniosku, \
e to letnie
minimum jest wynikiem w zasadzie tylko faktu, \
e wysokość umieszczenia anten nad ziemią jest
mniejsza od odległości dalekiego pola (ok. 1  względem ok. 2  dla zwykle przyjmowanej granicy
dalekiego poła). Dla poparcia tych rozwa\
ań 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, \
e kderunek wpływu odbić letnich jest zgodny z tym, co się obserwuje
(zani\
enie wyników pomiarów).
Rys. 13. Teoretyczny przebieg strumienia obserwowanego w południku za pomocą
interferometru o izotropowych antenach w obecności odbić, ze współczynnikiem 1, w funkcji
deklinacji z
ródła (na górnej skali zaznaczono niektóre momenty odpowiadające deklinacji
Słońca)
Analizując obserwowane przebiegi w 9 listku (rys. 7) w lutym i na przełomie paz
dziernika i
listopada nietrudno wyró\
nić nieoczekiwane wzrosty strumienia, kłócące się z modelem, Być mo\
e,
\
e przyczynek do interpretacji tej rozbie\
ności tkwi w fakcie, \
e jest to okres, kiedy odbicia
następują pod kątami bliskimi kątowi Brewstera. Przy przejściu przez ten kąt następuje odwrócenie
fazy składowej pola elektrycznego, le\
ącej w płaszczyz
nie padania. Je\
eli płaszczyzna ta nie jest
prostopadła do kierunku polaryzacji anteny, wówczas składowa taka mo\
e być równie\
odebrana. W
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 16 of 21
danym przypadku rzez
ba terenu sprzyja takiej mo\
liwości.
Z przeprowadzonej dyskusji w tym punkcie wynikają dwa wa\
ne wnioski. Po pierwsze,
charakterystyki obecnie u\
ywanych anten są zbyt szerokie w płaszczyz
nie H, co powoduje, \
e
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, \
e ten czynnik nie jest tak istotny jak pierwszy, o czym
przekonują wcześniejsze obserwacje  za pomocą anten o porównywalnej wysokości, lecz o
wę\
szej wiązce.
6. ZAMIAST ZAKOC
CZENIA
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 zaanga\
owaniu mo\
na by nie
dopuścić.
Tabela 4
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
Dzień 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
Środa - 3 1 4 9,1 13 8,0
Czwartek 1 3 - 4 9,1 18 11,0
Piątek - 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
Tabela 5
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 urządzenia 1 1 1 6 14
Razem (w % okresu) 7,1 5,6 3,3 5,0
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 17 of 21
By uniknąć gołosłowności przeanalizowano straty (tylko całodzienne) w obserwacjach w ostatnim
okresie. Analizą tą, objęto tylko okres po 11 IX 1974 r., gdy\
przedtem wystąpiła dłu\
ej 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, \
e z 31 dni straconych w niedzielę lub poniedziałek, a\
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, \
e przez
brak obsługi rozumiano wszelkie usterki systemu odbiorczego, które były mo\
liwe do usunięcia w
ramach codziennej obsługi, gdyby tylko zostały w porę zauwa\
one. Do nich wliczono m.in. awarie
automatu zegarowego włączającego zapis obserwacji i niesprawności samopisów (brak tuszu, brak
taśmy papierowej, uszkodzenie taśmy uniemo\
liwiające 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, \
e tych straconych obserwacji w ostatnich latach jest jednak
nieco mniej (tab. 2), nawet jeśli pominąć w rachunkach przerwy długoczasowe, wynikające z
powa\
niejszych 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, \
e nawet ich dublowanie nie
gwarantuje uzyskania jednego choćby zapisu z systemu pozostawionego przez 2 3 dni bez opieki.
Na ich usprawiedliwienie trzeba dodać, \
e warunki ich pracy urągają niekiedy podstawowym
wymogom klimatycznym. Pewnej dalszej poprawy skuteczności zapisu mo\
na 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 obcią\
eniu anteny
mo\
na wyrazić przez średnią kwadratową wartości indukowanego napięcia:
Ł V + U)2],
(3)
P <" E[(
i
i
gdzie: E[ ] jest symbolem wartości średniej, ŁVi oznacza skończoną sumę napięć wywołanych przez
sygnały wzajemnie skorelowane, a U  przyczynek od promieniowania niespójnego lub
nieskorelowanego z poprzednimi. Występujący w rozwinięciu wyra\
enia opisującego uśredniany
sygnał iloczyn składników nieskorelowanych znika przy dostatecznie długim uśrednianiu, (3) mo\
na
więc przepisać do postaci:
P <" E(Łi,jViVj) + C,
(4)
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 18 of 21
gdzie: C = E(U2) w radioastronomicznej praktyce oznacza zwykle wolnozmienne tło dla sygnału
obserwowanego. Dla dwóch sygnałów wąskowstęgowych zachodzi związek:
E(ViVj) = )E(V2j) cos(�i - �j),
(5)
" E(V2i
co się łatwo sprawdza w przypadku, gdy te sygnały są harmoniczne. Je\
eli ró\
nica faz sygnałów �i
- �j i powstaje jedynie z ró\
nicy �ij w czasie przybycia czół fal do środka promieniowania anteny,
to jest ona równa 2Ąf�ij, gdzie f jest częstością odbieranych fal. Dla napięć szumowych w
skończonej wstędze częstości "f czynnik fazowy w (5) powinien być zastąpiony pnez odpowiednią
średnią po wszystkich częstościach wstęgi, jest to jednak zbyteczne jeśli tylko nierówność:
"f
dij << 1
2Ą"f�ij = 2Ą
(6)
f
jest spełniona dla wszystkich opóz
nień odpowiadających ró\
nicom dróg dij (C h r i s t i a n s e n, H �
g b o m 1969). Tak np. przy częstości 127 MHz, wstędze 230 kHz i opóz
nieniu 10  (toruński
interferometr) lewa strona (6) wynosi 0,11, co zadowalająco spełnia ten warunek.
Kładąc w (5) E(V2i) = E2i z (4) i (5) dostaje się:
P <" ŁEiEjcos�icos�j + ŁEiEjsin�isin�j + C.
(7)
Je\
eli do pomiaru sygnału u\
ywa się radiometru o charakterystyce kwadratowej, wówczas dostaje
się na wyjściu napięcie proporcjonalne do mocy P albo, przepisując inaczej prawą stronę związku
(7), do:
V = (ŁiEicos�i)2 + (ŁiEisin�i)2 + C
(8)
 dodać trzeba, \
e Ej wyra\
a tutaj skuteczną amplitudę pola elektrycznego i-tej wiązki
promieniowania we właściwej składowej polaryzacji pomno\
oną przez napięciową charakterystykę
promieniowania anteny.
Po\
ytecznie jest zauwa\
yć, \
e wzór (8) jest stosunkowo ogólny i łatwo go zastosować do dowolnego
zestrojenia anten oraz układu obserwowanych z
ródeł. Przy obserwacji za pomocą kilku połączonych
anten wzór ten pozostaje słuszny po uwzględnieniu w fazach �i dodatkowych opóz
nień 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 z
ródła porównawczego. W
szczególności, w prostym (dwuantenowym) interferometrze addytywnym skierowanym na punktowe
z
ródło kosmiczne, wyra\
enie (8) sprowadza się do:
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 19 of 21
V = 2E2[1 + cos(�2 - �1)] + C = 4E2cos2 �ł �2 - �1 �ł + C,
(9)
�ł łł
2
gdzie poło\
ono E = E1 = E2 sugerując tym identyczność obu anten. Nietrudno te\
pokazać,
wykorzystując dowolność wielkości C, \
e w przypadku dwóch takich z
ródeł obserwowanych
jednocześnie wyra\
enie analogiczne do (9) ma postać:
�ł �2 - �1 �ł �ł �'2 - �'1 �ł + C,
2
(10)
V = 4E2cos2 �ł
łł + 4E' cos2 �ł łł
2 2
gdzie primami odró\
niono amplitudy i fazy sygnałów z drugiego z
ródła. Wzór (10) daje po\
yteczną
podstawę do oceny zakłóceń obserwacji wywołanych obecnością niezbyt odległych kątowo z
ródeł
(wa\
ny problem toruńskich kalibracji obserwacji Słońca na z
ródłach 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 xo, yo i zo, to transformują się one ze współrzędnych równikowych przez
przekształcenie:
�ł
xo = d cos�osin to
�ł
yo = d cos�ocos to żł ,
(11)
�ł
zo = d sin�o
�ł
gdzie: d = "(xo2 + yo2 + zo2) jest odległością między antenami, a �o i to są deklinacją i kątem
godzinnym kierunku wyznaczonego przez anteny. Ró\
nica dróg przebytych przez czoło fali
biegnącej do anten z kierunku o współrzędnych � i t jest rzutem wektora przypisanego bazie
interferometru d(xo,yo,zo) na ten kierunek, czyli:
d�1(cos�sin t,cos�cos t,sin�) = d(cos�cos�osin t sin to + cos�cos�ocos t cos to + sin�sin�o),
gdzie 1(...) jest wektorem jednostkowym w kierunku z
ródła osadzonym w początku układów
współrzędnych. Ta ró\
nica dróg jest miarą ró\
nicy faz (wyra\
onej w radianach):
�2 - �1 = 2Ąd[cos�cos�ocos(t - to) + sin�sin�o].
(12)
Bardzo często interferometry buduje się tak, by baza le\
ała na linii wschód zachód i zawsze
wymagana jest znajomość odchyłek od tego poło\
enia. Korzystając z wzoru (12) nietrudno
zauwa\
yć, \
e ró\
nica fazy sygnału z
ródła obserwowanego interferometrem rzeczywistym (11) i
interferometrem o bazie do ustawionym idealnie na osi x wyniesie:
�2 - �1 - 2Ądocos�sin t = 2Ą{[(xo - do)sin t + yocos t]cos� - zosin�},
(13)
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 20 of 21
gdzie xo - do, yo i zo są dodatnimi odchyłkami (w ) bazy odpowiednio: w kierunku zachodu,
południa i ponad płaszczyznę równika niebieskiego. W praktyce właśnie z tej zale\
ności korzysta się
przy wyznaczaniu odchyłek w podanych kierunkach (E l s m o r e i in. 1966).
W rzeczywistości oprócz ró\
nicy faz wynikającej z usytuowania anten powstaje zwykle te\

przesunięcie na skutek ró\
nicy w długościach linii przesyłowych D (w ) do punktu węzłowego,
które trzeba dołączyć do ró\
nicy (12). W przypadku, gdy � = 0� i to = 90� (anteny na osi x) wzór (9)
przechodzi w:
V = 2E2{1 + cos[2Ą(d cos�sin t + D)]} + C,
lub, zaniedbując stałe, w:
(14)
V <" cos[2Ą(d cos�sin t + D)].
Autor pragnie dodać, i\
powy\
sza 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 in\
. J. U s o w i c z o w i za dyskusje z teorii sygnałów oraz \
yczliwie
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 � 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.
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27
Przegląd toruńskich wyników obserwacji Słońca na częstości 127 MHz Page 21 of 21
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, Z�rich.
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.
http://www.astro.uni.torun.pl/~kb/Artykuly/PA/Przeglad127MHz.htm 2008-05-27