Предметом дослідження є частотні, часові та енергетичні параметри сонячних радіосплесків, а також їх тонкоструктурних компонентів у декаметровому діапазоні довжин хвиль.

Методи дослідження - експериментальний метод керованої ФАР для спостереження радіовипромінювання Сонця на радіотелескопі УТР-2 в однопроменевому режимі супроводу. Дискретне перетворення Фур'є для обчислення спектральної щільності потужності радіовипромінювання. Методи комп'ютерного оброблення даних та комп'ютерної графіки для візуалізації та визначення основних параметрів радіосплесків. Статистичні методи оброблення для аналізу даних спостережень.

Наукова новизна одержаних результатів.

Наукова новизна результатів досліджень полягає в наступному:

1. Вперше в широкій смузі частот від 10 до 30 МГц зареєстровано сплески II типу, виявлено тонку часову структуру цих сплесків і визначено її основні параметри. Вперше знайдено хвилеподібне коливання “хребта” сплесків II типу з “ялинковою” структурою.

2. Виявлено тонку часову структуру сплесків III типу, про що раніше не повідомлялося.

3. Вперше зареєстровано сонячні S-сплески на частотах 18 - 30 МГц та визначено їх параметри.

4. Знайдено, що швидкості частотного дрейфу та їх залежність від частоти для прямих та зворотних ”дрейфуючих пар” суттєво відрізняються. Також різними виявилися закони розподілення цих двох різновидів ”дрейфуючих пар” в діапазоні частот 10 - 30 МГц. Запропоновано фізичну модель, що пояснює характерне значення швидкості частотного дрейфу цих сплесків, що дорівнює в середньому 0,8 МГц/с для прямих і 2 МГц/с для зворотних „дрейфуючих пар”.

Практичне значення одержаних результатів. Нові дані про характеристики сонячного спорадичного радіовипромінювання в зазначеному діапазоні частот можуть бути використані для корегування існуючих і побудови нових моделей виникнення радіовипромінювання в сонячній короні та моделей самої сонячної корони. Це у свою чергу має практичну цінність для вивчення Сонця як зірки, сонячно-земних зв'язків і прогнозування космічної погоди в навколоземному просторі за спостереженнями Сонця в декаметровому діапазоні довжин радіохвиль.

Особистий внесок здобувача. Дисертант виконав оптимізацію технічних параметрів радіочастотного блока широкосмугового спектроаналізатора з метою його ефективного використання для пошуку тонкої структури сонячних радіосплесків в комплексі з радіотелескопом УТР-2. Провів спостереження спорадичного випромінювання Сонця на радіотелескопі УТР-2, обладнаному 60-канальним спектрометром і широкосмуговим цифровим спектроаналізатором. Автор розробив програмне забезпечення для калібрування, візуалізації та всебічного аналізу даних радіоспостережень і виконав їхнє оброблення. Результати спостережень і оброблення даних за допомогою створеного автором програмного забезпечення були використані при написанні статей [1-11]. Крім цього, в статтях [1, 4, 10] дисертант описав результати спостережень сплесків II типу, одержав їхні динамічні спектри, обробив дані, приймав участь в обговоренні результатів і написанні тексту статей; у статтях [2, 5] виклав результати спостережень сплесків типу “дрейфуючі пари”, визначив характеристики та виконав статистичний аналіз цих сплесків, одержав емпіричну залежність швидкості частотного дрейфу від частоти, брав участь в обговоренні та написанні тексту статей; у роботах [3, 6, 9, 11] описав результати спостережень сплесків ІІІ типу з тонкою структурою, обробив дані та визначив характеристики тонкої структури, приймав участь в написанні тексту статей. У роботі [8] провів спостереження сонячних S-сплесків, провів статистичний аналіз їхніх параметрів, одержав емпіричні залежності швидкості частотного дрейфа S-сплесків від частоти для різних сонячних бур, підготував текст статті. У роботі [7] підготував апаратуру реєстрації для проведення експерименту, написав розділ статті, присвячений апаратурі реєстрації.

Апробація результатів дисертації. Отримані в дисертації результати були представлені у 18 доповідях на наступних міжнародних конференціях: Міжнародна конференція "Активные процессы на Солнце и звездах" (1 - 6 липня, 2002 р., Санкт-Петербург, Росія); Міжнародна конференція "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности" (2 - 7 червня 2003 р., Нижній Новгород, Росія); Асамблея EGS-AGU-EUG (6 - 11 квітня 2003 р., Ніцца, Франція); Генеральна асамблея EGU (25 - 30 квітня, 2004 р., Ніцца, Франція,); Всеросійська астрономічна конференція "Горизонты Вселенной" (3 - 10 червня 2004 р., Москва, Росія); Міжнародна конференція МАО-2004 "Astronomy in Ukraine - Past, Present and Future", (15 - 17 липня, 2004 р., Київ); Міжнародна конференція "International Workshop on Planetary and Solar Radio Emissions - PRE-VI" (20 - 22 квітня, 2005 р., Грац, Австрія); Генеральна асамблея EGU (24 - 29 квітня, 2005 р., Відень, Австрія); Міжнародна конференція “Annual meeting of the Balkans, Black Sea and Caspian Sea Regional Network on Space Weather” (30 березня - 1 квітня 2006 р., Анталія, Туреччина); Гамовська літня астрономічна школа “Астрономія на стику наук - астрофізика, космологія, радіоастрономія, астробіологія”. (1 - 5 серпня, 2006 р., Одеса); XXV Генеральна Асамблея IAU. (14 - 25 серпня, 2006 р., Прага, Чехія).

Публікації. Основні результати дисертації були опубліковані в 11 друкованих працях, з яких 7 статей у фахових наукових журналах [1 - 7], і 4 статті в рецензованих збірниках праць міжнародних конференцій [8 - 11].

Структура і обсяг дисертації. Дисертація складається зі вступу, 5 розділів і висновків. Повний обсяг диссертації становить 147 сторінок, з яких 10 займає список використаних джерел з 99 найменувань, 3 займає додаток і 2 повні сторінки займають рисунки. Всього дисертація містить 49 рисунків і 8 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У вступі обґрунтовано актуальність теми дисертаційної роботи, визначено її місце серед уже проведених і планованих досліджень, її практична значимість, наукова новизна та сформульовані мета та методи досліджень.

У першому розділі проведено огляд робіт, присвячених дослідженню тонкоструктурних сонячних сплесків у різних діапазонах радіочастот.

Відзначено, що за наявними даними декаметровий діапазон довжин хвиль винятково багатий на сонячні сплески з тонкою часовою та частотною структурою. Проте найбільш повні огляди таких сплесків проведені за результатами спостережень у метровому та дециметровому діапазонах довжин хвиль. Наведено основні часові, частотні та енергетичні параметри сплесків II та III типів, сонячних S-сплесків і сплесків типу «дрейфуючі пари» та критерії ідентифікації цих сплесків.

Відзначається, що поряд з тим, що тонка частотна структура сплесків III типу добре відома (сплески IIIb типу), тонка часова структура цих сплесків раніше не спостерігалася.

Відмічається, що єдиним відомим видом сплесків II типу з тонкою структурою є сплески II типу з «ялинковою» структурою, що спостерігалися в метровому діапазоні довжин хвиль. Звертається увага на те, що про спостереження сплесків II типу в декаметровому діапазоні довжин хвиль раніш не повідомлялося.

Показано, що сплески типу “дрейфуючі пари” спостерігалися винятково в діапазоні частот 25 - 70 МГц. При цьому у всьому зазначеному діапазоні абсолютна швидкість частотного дрейфу сплесків дорівнювала 2 - 8 МГц/с, тривалість елемента пари становила 0,5 - 1,5 c, а часове запізнювання між елементами пари - 1,5 - 2 с.

Зроблено огляд різноманітних підходів в теорії генерації “дрейфуючих пар”. Робиться висновок, що на сьогодні немає моделей, що задовільно описують основні властивості цих сплесків.

Показано, що сонячні S-сплески, що реєструвалися в метровому діапазоні, відрізняються винятково малою тривалістю (за даними різних авторів 10 - 150 мс) і характерною швидкістю частотного дрейфу, дуже близькою до швидкості дрейфу “дрейфуючих пар”.

У другому розділі наведена порівняльна характеристика апаратури реєстрації та спектрального аналізу, що застосовується для дослідження спорадичного радіовипромінювання Сонця, з погляду використання її для вирішення поставлених у дисертації завдань, а саме багатоканальні фільтрові спектрометри, свіп-аналізатори спектру, акустооптичні аналізатори, цифрові приймачі на основі дискретного перетворення Фур'є. Сформульовано основні вимоги до цієї апаратури з точки зору виконання задач, що поставлені у дисертації.

Наведено опис цифрового спектроаналізатора DSP, розробленого спільно з закордонними колегами по проекту INTAS. Проведено розрахунок коефіцієнту підсилення радіотракту, що є оптимальний для найефективнішого використання динамічного діапазону DSP при спостереженнях радіовипромінювання Сонця. Показано, що після обладнання радіотелескопу УТР-2 спектроаналізатором DSP досягнуто найкраще на сьогоднішній день поєднання великої ефективної площі антени та параметрів апаратури реєстрації.

Усі експериментальні дані, використані в роботі, були отримані за допомогою розробленого автором програмного забезпечення для оброблення даних DSP. Нова програма, розроблена в середовищі IDL 6.0, дозволила визначити часові, частотні та енергетичні характеристики сонячних сплесків в широкому діапазоні масштабів.

У третьому розділі наведено результати спостережень сонячних сплесків III типу, які є найпоширенішим і найбільш інтенсивно досліджуваним типом сонячних сплесків у всіх діапазонах радіочастот, а також сплесків II типу, інтерес до яких обумовлений їхнім тісним зв'язком з викидами корональних мас, одними з найбільш яскравих проявів сонячної активності, які визначають у великій мірі космічну погоду і впливають на сонячно-земні зв'язки.

Показано, що сплески III типу в декаметровому діапазоні довжин хвиль іноді можуть мати тонку часову структуру, про що раніше не повідомлялося. Події подібного типу трапляються досить рідко - за період 2001 - 2004 рр. було зареєстровано близько 50 сплесків III типу з тонкою часовою структурою.

Так, сплеск III типу, зареєстрований 23 травня 2001 р., мав тонку часову структуру у вигляді квазіперіодичної послідовності субсплесків із тривалістю і періодом слідування, що дорівнювали приблизно 1,6 с. В цьому випадку швидкість частотного дрейфу субсплесків дорівнює швидкості дрейфу батьківського сплеску - 2,5 МГц/с.

Спостерігалася також тонка структура сплесків III типу у вигляді субсплесків зі швидкостями дрейфу як більшими, так і меншими швидкості дрейфу батьківського сплеску. Так сплеск, зареєстрований 23 травня 2001 р. о 9:14:30 UT, мав тривалість 7 с та дрейфував убік низьких частот зі швидкістю - 2,2 МГц/с. Добре помітні субсплески тривалістю 1 с слідували з періодом близько 2 с. Їхній частотний дрейф становив - (9 - 10) МГц/с, що істотно перевищувало швидкість дрейфу батьківського сплеску. Потоки випромінювання у всьому діапазоні частот, що спостерігався, не перевищували 500 сонячних одиниць потоку (1 с.о.п. =10^-22 Вт/м²Гц).

Показано, що на основі отриманих даних субсплески, що складають тонку структуру сплесків III типу, можна розділити на наступні групи:

- субсплески, що дрейфують із гранично малими (від 0 до - 20 кГц/с) швидкостями дрейфу. Такі субсплески мають винятково негативний частотний дрейф. Характерними для всіх субсплесків цього виду є тривалість на фіксованій частоті та миттєва частотна смуга - (1 с та 200 - 300 кГц відповідно). Рознесення по частоті між сусідніми субсплесками як правило в 1,5 - 2 рази більше ніж ширина смуги субсплеску. Остання властивість є характерною практично для всіх тонкоструктурних компонентів сплесків III типу;

- субсплески, що дрейфують із абсолютними швидкостями близько 100 кГц/с. Від попередньої групи ці субсплески відрізняються тільки швидкістю частотного дрейфу і миттєвою шириною смуги - 70 - 120 кГц.

- субсплески, що дрейфують із абсолютною швидкістю близько 1 МГц/с. Слід зазначити, що в цій групі можуть спостерігатися субсплески з різними напрямками дрейфу. До даної групи тонкої структури можна також віднести субсплески у вигляді сплесків типу “дрейфуючі пари”;

- субсплески, швидкості дрейфу яких більше, ніж у батьківського сплеску. Фактично, спостерігалися субсплески зі швидкостями дрейфу від 8 до 24 МГц/с і навіть більше.

У всіх випадках час життя субсплесків жорстко обмежений тривалістю батьківського сплеску. Для оцінки інтенсивності тонкої структури пропонується використовувати відносну зміну потоку випромінювання, або модуляцію потоку, викликану наявністю тонкої структури.

, (1)

де dІ - модуляція потоку, I_S - потік у максимумі субсплеску, I_B - потік основного сплеску (у проміжках між субсплесками). У більшості випадків тонка структура сплесків III типу має дуже низьку інтенсивність - модуляція потоку не перевищує 10 %.

Незважаючи на те, що вперше сплески II типу були виявлені і класифіковані ще під час перших спостережень сонячного радіовипромінювання, ці сплески в діапазоні частот 10 - 30 МГц були зареєстровані вперше. Таким чином до останнього часу були відсутні дані про властивості цього типу сплесків у зазначеному діапазоні частот. Перший сплеск, що спостерігався в декаметровому діапазоні було зареєстровано 11 травня 2001 р.

Показано, що сплески II типу відносяться до винятково рідкісних подій в декаметровому діапазоні радіохвиль. Протягом спостережень 2001-2004 рр. було виявлено всього шість сплесків із близькими параметрами, з яких тільки 4 були надійно ідентифіковані як сплески II типу. В усіх без винятку сплесках була ідентифікована тонка часова структура у вигляді коротких субсплесків, що швидко дрейфують. Така структура була виявлена і проаналізована вперше. Треба відзначити, що не було повідомлень в літературі про реєстрацію таких структур на більших частотах.

Сплеск, зареєстрований 11 травня 2001 р., мав швидкість частотного дрейфу - 70 кГц/с і спостерігався в частотному діапазоні 18 - 30 МГц протягом двох хвилин. Сплеск не був однорідним, а складався з великої кількості субсплесків з абсолютними швидкостями дрейфу 0,8 - 2,5 МГц/с, і тривалістю близько 1 с. Більшість субсплесків мали негативний частотний дрейф, однак було декілька субсплесків з позитивним дрейфом.

Сплеск, зареєстрований 6 липня 2002 р., мав меншу швидкість частотного дрейфу (- 30 кГц/с), і отже спостерігався в смузі частот 10 - 30 МГц довше - протягом 15 хвилин. Особливість цього сплеску полягала в тім, що він мав як гармонічну структуру, так і частотне розщеплення смуг випромінювання. Як результат, на динамічному спектрі він мав вигляд чотирьох смуг випромінювання шириною 2 - 3 МГц, рознесених одна від іншої на 5 МГц. Цей сплеск також мав тонку часову структуру у вигляді субсплесків тривалістю 1 - 3 с і швидкістю дрейфу - (0,6 - 1,5) МГц/с.

7 липня 2002 р. був зареєстрований сплеск II типу з «ялинковою» структурою. Сплеск, що тривав 20 хвилин, у середньому не мав частотного дрейфу, і з урахуванням “голок” займав смугу частот 20 МГц. Особливістю даного сплеску є хвилеподібна зміна частоти “хребта” сплеску з періодом близько 4 хвилин і амплітудою 3 - 4 МГц. Така особливість сплеску з “ялинковою” структурою була виявлена вперше і ймовірно була пов'язана з перетинанням ударною хвилею, що рухалася квазіпаралельно сонячній поверхні, корональних неоднорідностей, наприклад, стримерів. “Голки” даного сплеску мали швидкості дрейфу у напрямку високих частот близько 1,5 МГц/с, а в напрямку низьких частот у середньому біля - 0,5 МГц/с. Показано, що швидкість частотного дрейфу тонкоструктурних елементів цього сплеску виявилася дуже близькою до швидкості дрейфу звичайних сплесків III типу, однак їхня тривалість виявилася істотно меншою. При цьому субсплески мали як негативний, так і позитивний частотний дрейф.

Складний сплеск II типу спостерігався 18 липня 2002 р. з 8:19 UT до 8:30 UT. Він складався з двох смуг, швидкості частотного дрейфу яких відрізнялися вдвічі, тобто - 30 кГц/с та - 60 кГц/с. Ці смуги перетинаються на динамічному спектрі приблизно о 8:25 UT. Це явище може бути наслідком прийому випромінювання або від різних ділянок однієї й тієї ж ударної хвилі, або від двох різних ударних хвиль, що незалежно поширюються в короні Сонця. Обидві смуги випромінювання II типу також мали тонку часову структуру у вигляді субсплесків із частотно-часовими масштабами 1 с та 2 МГц/с.

Нами робиться висновок, що всі виявлені під час спостережень сплески II типу складалися з коротких (тривалість близько 1 с) швидко дрейфуючих (абсолютна швидкість дрейфу 1-3 МГц/с ) субсплесків. Ця швидкість дрейфу дуже близька до швидкості дрейфу сплесків III типу в декаметровому діапазоні довжин хвиль. Відомо, що лінійна швидкість потоку електронів, відповідальних за сплески III типу дорівнює (0,1 - 0,3)с, (с - швидкість світла). Беручи до уваги, що тривалість субсплесків сплеску II типу дорівнює приблизно 1 с, можна визначити, що поздовжній розмір електронного пучка, відповідального за їхню генерацію, становить (3 - 10)10⁹ см. Раніше вважалося, що тонка структура присутня тільки в сплесках II типу з “ялинковою” структурою. Наявність двох доріжок випромінювання (частотного розщеплення) зазвичай пов'язують із областями радіовипромінювання по різні боки від фронту ударної хвилі. Якщо виходити із цієї точки зору, то стрибок густини плазми по обидва боки ударної хвилі, обчислений за значенням частотного розщеплення сплеску складе (1 - 2)10⁶ см^-3. Однак спектрограми сплесків показують, що всі субсплески є безперервними і не мають стрибків по частоті при перетинанні обох смуг випромінювання. Це говорить про те, що області генерації обох смуг розщепленого сплеску II типу перебувають по один бік від фронту ударної хвилі. Показано, що спостережувана тонка структура сплесків II та III типів не є ані суперпозицією випромінювання різних джерел, ані результатом завад в апаратурі прийому. Кореляція часу початку і закінчення сплеску III типу та субсплесків вказує на те, що тонка часова структура сплесків III типу є проявом властивостей самого джерела сплеску. Встановлено, що тонка часова структура сплесків II типу та III типу має близькі часові та частотні параметри.

У четвертому розділі представлені результати спостережень сплесків типу “дрейфуючі пари” (ДП) у декаметровому діапазоні довжин хвиль. Цей тип сплесків спостерігається винятково в декаметровому та метровому діапазонах довжин хвиль (від 25 до 70 МГц).

Відзначається, що основною особливістю бури сплесків III типу, що тривала з 11 до 21 липня 2002 р. була надзвичайно велика кількість сплесків типу ДП. Пік активності цих сплесків припав на 13 - 15 липня, коли реєструвалося до 300 ДП за один сеанс спостережень. Усього за три дні було зареєстровано 774 сплески. У зазначений період активна область № 249 (Пулківський каталог), що була пов'язана з бурею, перебувала в центральній області Сонця і перетнула нульовий меридіан між 15 і 16 липня 2002 р.

Оброблення результатів спостережень показало, що не всі характеристики зареєстрованих у цей період сплесків відповідають характеристикам ДП, що були отримані іншими авторами в частотному діапазоні 25 - 70 МГц.

Встановлено, що співвідношення кількості прямих (негативний частотний дрейф) і зворотних (позитивний частотний дрейф) ДП відрізнялося для різних днів спостережень. Відношення кількості прямих сплесків до зворотних 13 липня було 109 до 89, 14 липня - 186 до 123 і 15 липня - 109 до 158 відповідно.

Відомо, що кількість спостережуваних ДП збільшується до низькочастотного краю діапазону (від 70 до 25 МГц). У роботі показано, що на частотах нижче 25 МГц кількість ДП починає зменшуватися. При цьому прямі сплески рівномірно розподілені в діапазоні частот 15 - 28 МГц, у той час як число зворотних сплесків різко зменшується на частотах нижче 20 МГц.

Показано, що тривалість елементів ДП має характерне значення 1 - 2 с. Ці значення властиві обом різновидам ДП. Найбільш характерною і важливою властивістю сплесків типу ДП, яка власно і визначила їхню назву, є утворення пар ідентичних сплесків із практично постійною затримкою у часі (табл. 1).

Таблиця 1. Статистичні параметри закону розподілу ДП за часовим інтервалом між елементами

Ще одним характерним для сплесків типу ДП параметром є швидкість їхнього частотного дрейфу. За даними спостережень у діапазоні частот 10 -30 МГц отримана залежність швидкості дрейфу від частоти. Знайдену залежність було апроксимовано степеневою функцією виду

, (2)

де - швидкість частотного дрейфу, МГц/с, А і С - коефіцієнти, МГц/с, p - показник степені та f₀ - частота нормування, яка дорівнює в нашому випадку 25 МГц.

Показано, що знайдений методом найменших квадратів показник степені p (2) для зворотних ДП дорівнює 6,2, а для прямих 2,7. На основі проведеного в дисертації аналізу встановлено, що швидкості частотного дрейфу, а також закони розподілу сплесків по цьому параметру істотно відрізняються для прямих і зворотних ДП, а також для різних днів спостережень, як показано в табл. 2. Про таку властивість ДП раніше не повідомлялося. Як видно з табл. 2, для будь-якого дня спостережень середня швидкість дрейфу зворотних сплесків виявилася вдвічі більше, ніж прямих.

Вперше були зареєстровані ДП з тонкою структурою. Характерною рисою такої структури є її подібність в обох компонентах пари, що говорить на користь того, що джерело випромінювання обох компонентів пари одне й теж.

Нами запропоновано один з можливих механізмів генерації сплесків, що пояснює величину частотного дрейфу сплесків. Лінійна швидкість руху джерела сплеску (1 - 210⁹ см/с) відрізняється від характерних швидкостей у корональній плазмі - теплової швидкості електронів (410⁸ см/с), альфвенівської швидкості (210⁷ см/с), швидкостей джерел сплесків II типу (110⁸ cм/с) та III типу (110¹⁰ cм/с). Однак варто звернути увагу на те, що ця швидкість близька до фазової швидкості швидких магніто-звукових хвиль (ШМЗ), причому таких, у яких фазова швидкість дорівнює груповій.

Таблиця 2. Параметри розподілу ПД за швидкостями частотного дрейфу

Для значень магнітного поля B =1 - 2 Гс (що приблизно дорівнює магнітному полю в короні на геліовисотах, які відповідають частоті випромінювання) одержуємо значення фазової швидкості ШМЗ близьке до лінійної швидкості джерела ДП (1 - 210⁹ см/с). При виконанні рівняння

v_ф= v_гр==v_част , (3)

ШМЗ хвилі будуть перебувати у стані черенковського резонансу з пучком часток (v_ф=v_част) протягом тривалого часу завдяки тому, що v_част=v_гр. У цьому випадку потік часток зможе передати більшу енергію ШМЗ хвилі, “підживлюючи” її. При цьому поперечні хвилі, які реєструються як сплески радіовипромінювання, формуються при трансформації ШМЗ хвиль з ленгмюрівськими (наприклад, l + ШМЗ = t та l + ШМЗ = t + ШМЗ), що генеруються електронами ,відповідальними за сплески Ш типу.

У п'ятому розділі наведені результати спостережень сонячних S-сплесків на радіотелескопі УТР-2 у декаметровому діапазоні довжин хвиль.

Під час спостережень спорадичного радіовипромінювання Сонця в 2001 -2002 рр. було зареєстровано кілька бур сонячних S-сплесків. Для обробки були обрані сплески, що спостерігалися під час трьох різних бур, рознесених на різні інтервали часу для оцінки довгострокових і короткочасних варіацій параметрів сплесків. Були оброблені сплески, зареєстровані з інтервалом в 1 день (24 і 25 травня 2001 р.), з інтервалом у два тижні (13 і 29 липня 2002 р.) і з інтервалом в один рік (25 травня 2001 р. - 13 липня 2002 р.).

Однією зі специфічних властивостей сонячних S-сплесків є їх відносно мала тривалість на фіксованій частоті. За даними різних авторів цей параметр у частотному діапазоні 30 - 150 МГц розподілений в інтервалі 10 - 150 мс із максимумом розподілу при 35 мс і середнім значенням 49 мс. Результати проведених на радіотелескопі УТР-2 спостережень показують, що тривалість S-сплесків у декаметровому діапазоні істотно більша, ніж було виявлено в метровому діапазоні, що відображено в табл. 3.

Таблиця 3 Статистичні параметри закону розподілу S-сплесків за тривалостями

Порівняння законів розподілу по тривалості для різних днів показало, що варіації цього параметра S-сплесків незначні. При цьому в розподілах S-сплесків за тривалостями для всіх днів є характерні максимуми при значеннях 0,3 с і 0,5 с. Середні значення тривалостей для двох днів однієї бурі ідентичні, а для різних бур відрізняються не більш ніж в 1,5 рази.

Швидкість частотного дрейфу окремо взятого S-сплеску падає зі зменшенням частоти. За результатами аналізу отриманих даних залежність швидкості частотного дрейфу S- сплесків від частоти в декаметровому діапазоні була апроксимована виразом

(4)

де df/dt - швидкість частотного дрейфу в МГц/с, А и С - розмірні константи в МГц/с, р - показник степені, f - миттєва частота сплеску та f₀ - частота нормування, що дорівнювала 25 МГц

Показники степені залежності для різних днів змінюються від 1,1 до 2,2 із середнім значенням 1,65, що добре збігається з даними для метрового діапазону (показник степені 1,6, рис. 1).

Для порівняння залежності (4), отриманої в даній роботі, з аналогічною залежністю в метровому діапазоні довжин хвиль, остання була екстрапольована вниз до частоти 18 МГц (пунктирна крива на рис. 1), і поміщена на один рисунок разом зі знайденими залежностями (рис. 1).

Рис. 1 Залежність швидкості дрейфу S-сплесків від частоти

Показано, що характер залежності швидкості частотного дрейфу S-сплесків від частоти в метровому та декаметровому діапазонах однаковий і описується степеневою функцією із середніми показниками степені 1,6 для метрового діапазону та 1,65 для декаметрового діапазону довжин хвиль. Також знайдено, що цей показник дуже близький до показника степені аналогічної залежності для сплесків III типу не дивлячись на те, що абсолютні значення швидкостей частотного дрейфу суттєво відрізняються.

Як відзначалося багатьма авторами, S-сплески є одними із найслабкіших і рідкісних подій серед всіх типів спорадичного радіовипромінювання Сонця. Результати, наведені в дисертації, підтверджують ці дані. Для всіх днів характерним є зменшення кількості сплесків з ростом потоку.

Близько 85 % всіх оброблених S-сплесків мали потоки менші за 20 с.о.п. Нижня границя потоків обмежувалася рівнем фонового випромінювання, що у дні бур досягав 1 - 2 с.о.п. Сумарна залежність частоти появи S-сплесків від потоку за всі досліджувані дні була апроксимована степеневою функцією (5):

N_S=1410³I^-2 , (5)

де N_S - частота появи сплесків, I - потік випромінювання (с. о. п.).

У даній роботі серед обраних для аналізу 200 S-сплесків тільки один, що був зареєстрований 13 липня 2002 р. о 6:58:40 UT, мав власну тонку частотну структуру. Ця тонка структура мала вигляд окремих, дифузних субсплесків з практично нульовим частотним дрейфом. Ширина частотної смуги окремих субсплесків змінювалася в межах 200 - 400 кГц, а рознесення сусідніх субсплесків по частоті змінювалося від 400 до 600 кГц. Ці значення як мінімум на порядок перевищують визначені раніше для метрового діапазону. Модуляція потоку уздовж сплеску dІ (1) становила від 10 до 30 %. Ще один S-сплеск із тонкою структурою лежить за межами обраних для аналізу днів, однак становить безсумнівний інтерес. Сплеск, зареєстрований 8 серпня 2002 р. о 9:04:32 UT складався з вузькосмугових субсплесків, що мають ширину смуги 30 - 40 кГц і рознесення по частоті 50 - 100 кГц. Як і у попередньому випадку, частотний дрейф субсплесків був відсутній.

На підставі аналізу даної залежності встановлено, що сонячні S-сплески можуть бути пов'язані з потоком часток, що рухаються через симетричну спокійну корону зі швидкостями 1 - 210⁹ cм/с. Показано, що ця швидкість не збігається з жодною з відомих швидкостей у короні, і в той же час дуже близька до швидкості джерел прямих “дрейфуючих пар”. Висловлено припущення, що S-сплески і “дрейфуючі пари” мають однакове джерело.

ВИСНОВКИ