Исследования пространственных характеристик активных образований и волновых процессов в короне Солнца радиоинтерферометрическим и спектрально-корреляционным методами тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Изучение физических процессов на Солнце является традиционно одним из актуальных направлений современной астрономии и астрофизики, поскольку солнечные процессы охватывают большой круг задач, связанных с исследованиями физики плазмы, магнитогидродинамики, волновых и колебательных процессов [1,2]. Такие исследования важны и для изучения Солнца как типичной звезды [3,4]. Продолжается изучение многих проблем солнечно-земной физики, решение которых опирается на понимание физики солнечных явлений и их динамики [5,6]. Эти задачи имеют также важное прикладное значение [7]. По сути современных представлений Солнце - это естественная плазменная лаборатория, позволяющая "ставить" уникальные эксперименты в условиях, недостижимых на Земле [8].

В настоящее время исследования Солнца ведутся практически во всем диапазоне электромагнитного спектра излучения, в то же время исследования в радио диапазоне продолжают занимать важное место и остаются одним из наиболее развитых и широко распространенных методов исследований Солнца [9,10]. Это определяется как возможностью получения данных о процессах, охватывающих широкие слои солнечной атмосферы, которые мало доступны для исследований в других диапазонах электромагнитного излучения, так и непрерывным совершенствованием методик наблюдений и повышением чувствительности, что позволяет изучать процессы с малыми энергиями [11-13]. В этом аспекте радиоастрономические исследования позволяют ставить и решать широкий круг задач солнечной физики. Так, например, волновые возмущения, распространяющиеся в солнечной атмосфере, вполне могут быть ответственными за перенос энергии в солнечной атмосфере [14]. Адекватным отражением таких возмущений в радиоизлучении являются квазипериодические компоненты (КПК) в солнечном радиоизлучении. Для определения каких-либо параметров солнечных возмущений, в первую очередь, необходимо быть уверенным в солнечном происхождении исследуемых компонент (поскольку их появление может быть обусловлено рядом причин физического и технического характера) и, во-вторых, применить к имеющимся данным адекватную методику обработки. Показать сам факт наличия колебательных движений в солнечной атмосфере и определить их период оказалось возможным, проводя наблюдения на одной длине волны [15]. Привлечение многочастотного метода, т.е. организация наблюдений на двух или нескольких частотах позволяет намного расширить возможность физической интерпретации анализируемых данных. Появляется возможность, привлекая модельные представления о солнечной атмосфере, определить такие важные параметры возмущений, как направление и скорость их распространения.

В последние годы внимание солнечных астрономов

Цель работы

Экспериментальные исследования пространственных структур в солнечной короне и параметров волновых процессов в атмосфере Солнца.

Научная новизна работы

Представленный доклад отражает содержание 43 научных публикаций [ 1А-43А]. При этом были получены следующие основные результаты.

1. Научные результаты экспериментальных радиоастрономических исследований, полученные с использованием интерференционного и спектрально-корреляционного методов.

1.1. Оценены размеры солнечного радиовсплеска (< 1 угл.сек) по данным наблюдений РСДБ-методом.

1.2. В цикле исследований спайкоподобных явлений на Солнце, выполненных на малобазовом интерферометре (РАС НИРФИ "Ст. Пустынь", база 416 м, частота 540 МГц) с рекордным временным разрешением (256 мкс), проведены обработка и анализ более 20 зарегистрированных солнечных всплесков, который показал, что: а) временные масштабы изменения интенсивности всплесков составляли, как правило, от 50 до 200 мс (изменения интенсивности с временным масштабом менее 20 мс не обнаружены); б) пространственное положение источников компонентов (спайков) в сложных всплесках может быть различным, и эта разница достигает 15 угловых секунд для спайков, разделенных временным интервалом 100 - 200 мс.

1.3. В исследованиях межпланетной плазмы на основе нескольких серий РСДБ экспериментов по просвечиванию околосолнечного пространства излучением внегалактических источников различной интенсивности, расположенных на разных расстояниях от Солнца (в области элонгаций 13-63 градусов), выявлена крупномасштабная структура околосолнечной плазмы в виде узких протяженных по направлению потока солнечного ветра областей, их поперечный размер можно оценить в 1,5 - 2 тыс. км, продольный - 250 -300 тыс. км.

1.4. Впервые проведен цикл многочастотных исследований флуктуаций потока радиоизлучения Солнца на частотах 1 и 10 ГГц и 10-и частотах в полосе 24,5 - 25,5 МГц. Доказано их солнечное происхождение. Дано объяснение природы обнаруженных флуктуаций в областях переходный слой - нижняя корона и средняя корона на основе распространяющихся снизу вверх цугов МГД волн. Определены основные характеристики распространяющихся волн.

1.5. По данным радионаблюдений солнечных затмений апробирована методика определения слабых магнитных полей активной области на основе дифференциальных измерений интенсивности и поляризации солнечного радиоизлучения во время затменных наблюдений, получено распределение магнитного поля во флоккуле.

1.6. Развито новое направление краткосрочного прогнозирования геоэффективных солнечных вспышек по обнаруженному эффекту возрастания долгопериодных ( более 20 мин) пульсаций солнечного радиоизлучения за 2-4 дня до вспышки.

2. Развитие методик наблюдений и обработки экспериментальных данных, с помощью которых получены вышеперечисленные результаты.

2.1. Проведена отработка и математическое моделирование спектрально-корреляционных методов обработки данных солнечного радиоизлучения. Разработанные методы были применены для исследования записей солнечного радиоизлучения на разных частотах. 2.2. Предложены и реализованы методы изучения флуктуаций солнечного радиоизлучения с использованием "тестового" источника при наблюдениях в декаметровом диапазоне длин волн и при пролонгации данных наблюдений, полученных на далеко разнесенных по долготе радиотелескопах.

2.3. Применительно к задачам изучения солнечной активности осуществлена адаптация комплекса приемно-анализирующей аппаратуры для радиоинтерферометриче-ских исследований солнечных вспышек с высоким пространственным и временным разрешением и реализован метод интерферометрических наблюдений солнечного радиоизлучения с рекордным временным разрешением. Данный комплекс является частью планируемого пункта РСДБ НИРФИ и позволяет анализировать интерференционный сигнал с временным разрешением до 256 мкс.

2.4. Для исследования околосолнечной плазмы (на расстояниях более 3-х радиусов Солнца) применен метод радиоинтерферометрии с независимой базой с использованием "тестовых" источников.

Научное и практическое значение работы

Совокупность результатов, представленных в работе, является вкладом в развитие исследований динамических, пространственных и спектральных характеристик радиоизлучения Солнца. Разработан ряд новых и усовершенствованы имеющиеся методики радиоастрономических наблюдений, позволившие исследовать слабые проявления солнечной активности, провести спектральные исследования волновых и колебательных движений в хромосфере и короне Солнца. Созданы аппаратура и реализованы методики наблюдений быстропеременных, компактных источников радиоизлучения с использованием современных РСДБ систем.

Научное и практическое значение работы в первую очередь определяется значительным продвижением в области исследования фрагментации вспышек. Полученные результаты как в области пространственных измерений с высоким угловым разрешением, так и в исследовании флуктуации радиоизлучения открывают новые возможности в изучении природы и модельных представлений нестационарных солнечных процессов. Ряд результатов стимулировал развитие новых подходов по прогнозированию геоэффективмых вспышек на Солнце. Апробация работы

Результаты более чем 25-летней работы автора, начиная с 1972 года, регулярно докладывались на Всесоюзных и Межрегиональных радиоастрономических конференциях, Всесоюзных и Межрегиональных научных семинарах объединенной секции "Радиофизические исследования солнечной системы" Научных Советов РАН по Радиоастрономии и Физике солнечно-земных связей, на консультативных совещаниях и симпозиумах КАПГ, на ряде других международных совещаний, проводившихся как в СССР, так и за рубежом. В библиографическом списке представлена часть тезисов докладов, важная для содержания данной работы.

ВВЕДЕНИЕ

Изучение Солнца - одна из важнейших задач астрофизики. Интерес к нему определяется не только научным значением этой ближайшей к нам звезды, но и тем, что Солнце определяет саму жизнь на Земле и оказывает на околоземное пространство постоянное и непосредственное влияние. Важнейшими вопросами гелиофизики, в свою очередь, являются вопросы переноса и выделения энергии в солнечной^короне, проблемы процессов формирования в ней различных структурных образований. Активная роль в изучении этих важнейших вопросов принадлежит радиоастрономии, большие успехи которой определены тем, что радиоастрономические методы исследований позволяют изучать процессы и структуры во всей толще солнечной атмосферы и значительно слабее других методов зависят от погодных условий на Земле. Применение методов статистической физики к анализу радиоастрономических данных позволяет изучать слабо выраженные процессы, которые проявляются на уровне флуктуации радиоизлучения Солнца [14]. На первом этапе исследований квазипериодических флуктуаций солнечного радиоизлучения (начало 1960-х - начало 1970-х годов) основная задача состояла в доказательстве солнечного происхождения флуктуаций и определении их основных параметров (период, амплитуда, несущая частота и др.). На втором этапе (начало 70-х годов), совпавшем с началом научной деятельности автора работы, главным становится определение физических параметров возмущений, вызывающих эти флуктуации, характеристик среды их распространения. Для этой задачи оказалось уже недостаточным проведения наблюдений на отдельных частотах и в различных обсерваториях. Изучение флуктуаций солнечного радиоизлучения становится широкоразвитым направлением исследований [19]. Потребовалась организация скоординированных наблюдений на нескольких длинах волн, что с привлечением модельных представлений могло позволить определить тип возмущений, распространяющихся в солнечной атмосфере. Особенно важно определить тип волн, распространяющихся из переходного слоя в нижнюю корону, так как, по мнению многих авторов, процессы в этой области солнечной плазмы с резкими градиентами всех параметров являются определяющими для нагрева короны [20].

Особый интерес при этом вызывают короткопериоди-ческие колебания с периодами менее 1§0 с, которые могут распространяться через переходный слой и переносить энергию в корону [20]. Значимость процессов, происходящих в области переходного слоя, для понимания физики нагрева солнечной короны определяет широту исследований этой области, наблюдения ко±орой ведутся во всех диапазонах электромагнитного излучения. Особое значение приобретает исследование флуктуаций в периоды, предшествующие протонным вспышкам. В эти периоды значительно возрастает амплитуда колебаний и по возрастанию амплитуды можно судить о приближающейся протонной вспышке. Это явление, впервые замеченное в период активных событий 1972. года, в дальнейшем было подтверждено на статистически достоверном числе вспышек [1А, 2А]. Особое значение радиометоды приобретают при изучении верхних слоев солнечной атмосферы, когда исследование радиоизлучения становится практически единственным методом анализа волновых процессов в солнечной короне. Обнаружение с космических аппаратов квазипериодических пульсаций километрового радиоизлучения Солнца [21] и волновых явлений в солнечном ветре [22] подтверждает предположение о существовании КПК на всех уровнях солнечной атмосферы и возможном влиянии солнечных флуктуаций на физические характеристики околоземного пространства. Исследование флуктуаций солнечного радиоизлучения позволяет говорить о накоплении энергии в активной области и, в некоторых случаях, прогнозировать начальный момент самой вспышки, но не дает полной информации о механизме энерговыделения и ускорения частиц в солнечной вспышке. Чтобы лучше понять физику явлений, необходимы наблюдения с высоким пространственным и временным разрешением. Для ответа на эти важнейшие вопросы в восьмидесятые годы разработаны международные программы ("STEP", "FLARES-22",."CORONAS"). Наземные исследования и результаты, которые приведены в данной работе, примыкают к указанным программам. Проведенные в последние годы наблюдения с милли-секундным временным разрешением позволили обнаружить тонкую временную и спектральную структуру всплесков в дециметровом и сантиметровом диапазонах (/ = 0,01 - 0,1 с, АГ/1' < 0,05), указывающую на то, что радиоисточник сильно фраг-ментирован. Ожидаемые размеры элементарных источников при этом составляют 0,1 -0,001 угл.сек [17, 23-26]. Таким образом, только прямые измерения с достаточным угловым разрешением позволили бы сделать выбор между имеющимися сейчас моделями вспышек и радиовсплесков.

Однако такие размер],I оказываются далеко за пределами разрешающей способности инструментов, используемых в настоящее время в солнечной радиоастрономии (УЬА, \VRST, ССРТ [27]). Реализовать требуемое угловое разрешение выше 1 угл.сек можно только с помощью интерферометров со сверхдлинной базой (РСДБ). Нами разработана программа использования РСДБ для исследования ■ фрагментации источников энерговыделения.

1. Развитие методик наблюдений и обработки экспериментальных данных

1.1. Особенности спектрального (многочастотного) метода наблюдений в применении к исследованию флуктуаций солнечного радиоизлучения

Изучение флуктуаций солнечного излучения является одной из актуальных проблем гелиофизики и, в первую очередь, это относится к исследованиям флуктуации радиоизлучения, которые дают информацию о процессах в атмосфере Солнца, начиная с хромосферы и кончая сверхкороной. Флуктуации солнечного радиоизлучения являются следствием таких процессов в атмосфере Солнца, которые не могут быть обнаружены и изучены при обычно применяемых методах наблюдения [14]. Особенно важны для изучения квазипериодические флуктуации (КПК) солнечного излучения, свидетельствующие о существовании волновых (колебательных) процессов в областях солнечной атмосферы, в которых происходит генерация или распространение принимаемых радиоволн. Так как, изучая КПК солнечного радиоизлучения в широком диапазоне длин волн, можно исследовать природу волновых процессов в атмосфере Солнца, начиная от хромосферы до самых высоких слоев солнечной короны. Тем самым открывается возможность изучения проблем гелиофизики, связанных с волновыми процессами в атмосфере Солнца.

Нагрев короны может осуществляться передачей к ней энергии подфотосферных конвективных движений различными волнами, которые диссипируют и нагревают корону [28-30] . Разные авторы отдают предпочтение разным типам волн и различным механизмам их распространения и диссипации. Для точного ответа на этот вопрос необходимо знать типы и параметры волн, распространяющихся в хромосфере, переходном слое и короне.

Накопление энергии в активных областях и ее передача также связывается многими с различными волновыми движениями. К тому же, есть все основания ожидать, что при любом механизме возникновения вспышки ей будут предшествовать различного вида неустойчивости структур активных областей [31]. Наиболее вероятно, что эти неустойчивости могут проявиться в виде колебаний. Обнаружение колебаний, предшествующих вспышкам, особенно мощным протонным, может стать эффективным прогностическим параметром.

Исследования флуктуаций солнечного радиоизлучения важны для понимания процессов в атмосфере Солнца. Вместе с тем, малая величина флуктуаций (менее 1 - 2% общего потока радиоизлучения Солнца на сантиметровом и дециметровом длинах волн) предъявляет особые требования к методикам их наблюдений и обработке результатов. Основное внимание приходится уделять методической стороне вопроса - отделению КПК солнечного происхождения от КПК, привнесенных в исследуемый процесс. Появление КПК несолнечного происхождения может быть связано с влиянием среды распространения, появлением периодической помехи в исследуемом диапазоне, нестабильностью аппаратуры, неточностью сопровождения Солнца антенной. При некорректной обработке экспериментальных данных также могут быть выделены КПК, отсутствующие в спектре солнечных флуктуаций. Методами наблюдений, позволяющими устранить или существенно уменьшить влияние возможных ошибок при наблюдении солнечных флуктуаций, являются наблюдения, проведенные на двух или более идентичных антенно-аппаратурных комплексах или одновременное наблюдение Солнца и "тестового" источника. Длительность интервала наблюдения при поиске КПК определяется величиной исследуемых периодов. Оптимальная длина наблюдений должна более чем в десять раз превышать максимально исследуемый период. С другой стороны, наблюдения Солнца желательно ограничить временем нахождения Солнца выше 10 градусов над горизонтом из-за сильного влияния флуктуаций поглощения в атмосфере Земли на более низких углах, что отмечалось в первых работах по исследованию флуктуаций [ЗА]. Таким образом,н при исследовании флуктуаций с периодами около часа и более возникает необходимость проводить наблюдения на нескольких станциях, разнесенных по долготе, что усложняет получение достоверных результатов спектрального анализа данных при некорректной стыковке записей. Проводимые ранее наблюдения флуктуаций солнечного радиоизлучения на отдельных выделенных длинах волн сантиметрового и дециметрового диапазонов позволили показать наличие волновых процессов в атмосфере Солнца, но не дали достаточной информации о физических процессах, происходящих при этом [ЗА, 4А]. Проведение спектральных наблюдений на нескольких (хотя бы на двух) частотах, дает возможность определения, с привлечением модельных представлений, направления распространения возмущения и его скорости [5А - 7А]. При этом возможно определение типов волн, распространяющихся из переходного слоя в нижнюю корону, так как, по мнению многих авторов, процессы в этой области солнечной плазмы с резкими градиентами всех параметров являются определяющими для нагрева короны [32]. Повышенный интерес при этом вызывают корот-копериодические колебания с периодами менее 180 с, которые, как считается, могут распространяться через переходный слой и переносить энергию в корону [8А, 9А]. Значимость- процессов, происходящих в области переходного слоя, для понимания физики нагрева солнечной короны определяет интерес к исследованиям в этой области, ведущимся во всех диапазонах электромагнитного излучения. Особенно интенсивно исследования ведутся в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Большинство работ указывает' на то, что энергии, переносимой волновыми движениями, не хватает для нагрева короны [ЗА]. Тем не менее, из-за сложности процессов, происходящих в солнечной атмосфере, их многообразия, физическая картина нагрева солнечной короны еще не выяснена. В такой ситуации очень важны новые экспериментальные результаты, определяющие параметры волновых движений. Следует отметить также, что исследование переходного слоя в ультрафиолетовом и оптическом диапазонах связано с излучением в различных линиях и, таким образом, достаточно жестко привязано к определенному уровню солнечной атмосферы. Первые попытки определить параметры волновых возмущений, распространяющихся в переходном слое, были предприняты по данным наблюдений интенсивности и наклона спектра Солнца на длине волны 3 см. Наблюдения велись в отдельные периоды с 1972 по 1978 гг., в целом 250 дней. Проведено сопоставление всплесков малой интенсивности (до 3 - 4% от общего потока радиоизлучения Солнца) с результатами наблюдений в рентгеновском диапазоне длин волн. Отмечена высокая корреляция между мощностью слабых микроволновых всплесков и максимальной энергией всплесков в рентгене. Выявлена "8"-образная временная зависимость кривых наклона спектра на фазе роста интенсивности всплесков (рис. 1), по которой, используя общепринятые модельные представления, даны оценки скоростей распространения возмущений в активной области, составившие 3 - 10 км/сек. [10А 12А].

1.1.1. Спектральный (многочастотный) метод наблюдения флуктуаций

При исследованиях флуктуаций солнечного радиоизлучения, вызванных колебательными процессами в солнечной атмосфере, зачастую применяют хорошо разработанный математический аппарат для исследований периодических процессов, такой как Фурье-анализ и его модификации. Анализ данных, полученных на одной длине волны, позволяет получить такие параметры процесса, как период КПК, его амплитуду. Однако для физической интерпретации только этих параметров недостаточно. Если мы сможем добавить к имеющимся параметрам еще и скорость распространения возмущения, то, учитывая большие различия в значениях скоростей для различных типов волн, распространяющихся в солнечной атмосфере [33],

Рис. 1. Сравнение слабых всплесков в радио- и рентгеновском диапазонах 13 - 14.07.1972 г. У - интенсивность радиовсплеска, А1 - наклон спектра, N - схематический ход рентгеновского всплеска. легче остановить свой выбор на одном из типов волн. Наблюдения на разных длинах волн адекватны приему излучения с разных высот солнечной атмосферы. При проведении спектрально-корреляционного анализа массивов данных наблюдений на двух или более частотах появляется возможность получения таких характеристик процессов, как время задержки двух гармонических сигналов, а при определенных теоретических предположениях - определение скорости распространяющегося возмущения. Сама обработка заключалась в вычислении а) спектральной плотности мощности О. а, =?(/)• **(/)". (о где х(/) - Фурье-преобразование, ?*(/) - сопряженное Фурье-преобразование, б) взаимного фазового спектра <р 7(Гт).

2)

Л{/т) где А(/т) и ¿> (./„,)- сглаженные действительная и мнимая части взаимного спектра плотности мощности, в) спектра когерентности %2 (/к) : хЧ1к) =

• ас/,)

3)

Поскольку, как отмечалось выше, изучаемые процессы принципиально не гармонические, так как обрабатываем интервалы данных конечной длины и проводим дискретизацию конечным временным интервалом, необ-ходимо знать достоверность полученных результатов. При вычислении доверительных интервалов использовался метод и таблицы из работы [34]. Новые физические результаты могут быть получены при исследовании взаимного фазового спектра. Как следует из [34], если имеется статистически достоверная связь между КПК двух процессов, то тангенс угла наклона соответствующего участка фазового спектра определяет время запаздывания одного гармонического процесса относительно другого в каком-то частотном интервале Л - /?:

2 к 2 пАк,

-АШ

4) где ё - время запаздывания, 2 - разность фаз в радианах, Акл1- разность гармоник, соответствующих /}-/?, N - число точек в массиве, А/ - время дискретизации, а - угол наклона фазового спектра на частотном интервале /} - /1

Вычисляемый фазовый спектр на выделенном частотном интервале аппроксимируется прямой, а значения фазы вычисляются с определенной достоверностью, поэтому угол наклона взаимного фазового спектра лежит в конечном интервале Ь - Ь и соответствующая временная задержка может быть определена с точностью tga 2

Д ё = ё, -г/, =

2 п

5) или

2Д®,,

Ас1 —-(6)

2</| -Л)

Видно и физически понятно, что точность измерения временной задержки в основном зависит от величины разности фаз и от величины частотного интервала, на котором проводится анализ.

1.2. Развитие метода разнесенного приема в задачах исследования флуктуаций солнечного радиоизлучения

Под методом разнесенного приема понимается проведение скоординированных наблюдений на разнесенных в пространстве радиотелескопах, либо проведение наблюдений в одном пункте разных источников, разнесенных во времени. При анализе флуктуаций солнечного радиоизлучения учитывалось, что квазипериодические колебания могут быть "ложными", т.е. обусловлены средой, через которую проходит излучение (ионосфера, тропосфера и т.д.). Одним из надежных методов определения "ложности" КПК является разнесенный прием, когда принимающие радиотелескопы отстоят друг от друга на расстояние, превышающее радиус корреляции неоднородностей в среде распространения. В этом случае спектрально-корреляционный анализ позволяет выделить колебания, генерируемые общим единым источником [35]. В процессе исследования КПК возникает другая проблема. Для поиска флуктуаций с периодами более нескольких часов, как, собственно говоря, и для любых периодов, необходимо, как указывалось выше, иметь данные на интервале времени в 10 и более раз превышающем искомый период. Непрерывный интервал таких наблюдений из-за вращения Земли возможен, если приемные пункты разнесены по долготе. Такими пунктами в наших исследованиях были созданные близкие по параметрам станции в Кисловодске и Гаване [ 1 ЗА]. При наблюдениях, когда отрезок одновременных наблюдений был достаточен для стыковки записей, специфических проблем с анализом общего массива данных не возникало. Но это условие для данных станций выполнялось только ограниченное время, в июне - июле каждого года, а в остальной период времени мы были вынуждены анализировать данные с разрывами разной длительности. Так как при анализе с целью поиска гармонических составляющих необходимо иметь непрерывный ряд данных, была разработана методика пролонгации записей на более восточной станции до стыковки с западной. Математическое моделирование и анализ возможных вариантов пролонгации (ступенька, прямая, флуктуирующая и т.д.) показали, что меньше всего искажений вносит флуктуирующая вставка, длительность которой определяется требованием сохранения фазы исследуемого процесса [НА]. Практически единственная возможность изучения волновых движений в короне Солнца, и то только в период минимума солнечной активности, существует при наблюдениях КПК солнечного радиоизлучения в декаметровом диапазоне длин волн. Для исследований был использован один из крупнейших радиотелескопов декаметро-вого диапазона - УРТ-2 [15А]. В проведенных исследованиях не удалось применить один из обычных методов избавления от помех: разнесенный прием, одновременное наблюдение за Солнцем и каким-либо "тестовым" источником, вынесение антенны за пределы земной ионосферы и т.д. Было ясно, что в солнечных записях, полученных на УРТ-2, была высокая вероятность регистрации квазипериодических помех. Главная опасность - флуктуации ионосферы. Заметим, что одним из основных методов их изучения является метод просвечивания ионосферы нефлуктуирующим внеземным радиоисточником. Нами предложена идея выделения солнечных колебаний, которая заключалась в том, чтобы определить характерные для ионосферы флуктуации и далее искать солнечные колебания вне диапазона ионосферных. При этом трудность состояла в том, что в силу переменного характера ионосферных флуктуаций необходимо было наблюдать ионосферу в те же часы, что и Солнце, но так , чтобы сигнал от Солнца не попадал в диаграмму направленности антенны. Анализ ионосферных флуктуаций проводился по наблюдениям за нефлуктуирующим источником, близким по потоку к радиоизлучению Солнца. Таким источником являлся внегалактический источник Телец-А (ЗС-144). В период наблюдений траектории Тельца и Солнца совпадали - Телец опережал Солнце примерно на 20 градусов (1 час 30 мин.), что с учетом ширины диаграммы направленности антенны исключало попадание в нее солнечного излучения. Наблюдения и обработка данных Тельца и Солнца велись по одним программам. Наблюдения Тельца и Солнца чередовались между собой, чтобы уменьшить влияние возможного изменения состояния ионосферы. При анализе полученных результатов учитывалось, что критические частоты ионосферы за весь период наблюдений практически не менялись что определялось практически постоянным спокойным состоянием Солнца [16А].

1.3. Применение методов интерферометрии для исследования быстропеременных компактных источников на Солнце и исследования особенностей структуры солнечной короны и солнечного ветра

Одной из важнейших и до сих пор не решенных проблем физики солнечной активности является вопрос о механизмах энерговыделения и ускорения частиц в солнечных вспышках. Решение этой проблемы тесно связано с исследованием "элементарных" процессов во вспышечных областях. В последние годы проведены наблюдения микроволновых всплесков с миллисекундным временным разрешением. В результате обнаружена тонкая временная и спектральная структуры всплесков в дециметровом и сантиметровом диапазонах (Г =0,01- 0,1с, ЛШ< 0,05), указывающие на то, "что радиоисточник сильно фрагментирован. Ожидаемые размеры элементарных источников при этом составляют 0,1 - 0,001 угл.сек [17, 23, 25]. Вместе с тем, такие размеры оказываются далеко за пределами разрешающей способности инструментов, используемых в настоящее время в солнечной радиоастрономии (VLA ,WRST, ССРТ). Реализовать такое разрешение можно только с помощью интерферометров со сверхдлинной базой (РСДБ) [17А].

К настоящему времени имеющиеся экспериментальные данные [23] явно недостаточны, чтобы сделать определенные выводы о размерах, пространственной структуре и яркостной температуре источников микроволновых спайков. Интересные результаты получены на Сибирском солнечном радиотелескопе (ССРТ), имеющем угловое разрешение около 15 угл.сек на частоте 5,7 ГГц и временное разрешение - 56 и 14 мс. Показано, что видимый размер источников всплесков с длительностью менее 1 с может быть в диапазоне от 5 до 50 угл.сек; размеры источника длительного всплеска ("подложки") обычно больше размеров источников соответствующих субсекундных структур и варьируются от 5 до 65 угл.сек. По-видимому, это первые наблюдения, которые позволили установить видимые размеры источников сверхтонкой временной структуры сантиметрового излучения [36-38].

Одной из возможностей получения новых данных с высоким пространственным разрешением является применение радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой к исследованию с высоким временным разрешением солнечных микроволновых всплесков. В 1981 г. были проведены наблюдения на длине волны 18 см с угловым разрешением 0",07. Система Марк-2 обеспечивала временное разрешение 0.2 с и спектральное разрешение 250 кГц. Наблюдения проводились в течение 60 часов. Из трех зарегистрированных вспышек только для одной получено свидетельство наличия источника с угловыми размерами, меньшими размера лепестка диаграммы направленности. Следует отметить, что в действительности из-за низкого временного разрешения был зарегистрирован источник не отдельного спайка, а группы спайков. Интенсивность спайков была низкой, превышение интерференционного сигнала над шумом составляло лишь 2а, где а - стандартное отклонение. В [24] отмечено, что теми же авторами в 1984г. были проведены наблюдения нескольких вспышек на длине волны 6 см с использованием системы Марк-3, однако результаты анализа данных до сих пор не опубликованы. Существуют, по крайней мере, три причины, уменьшающие вероятность обнаружения интерференционных сигналов от компактных радиоисточников.

1) Выбор частотного диапазона.

Отметим, что наблюдения [23,24] были проведены в сантиметровом и коротковолновой части дециметрового диапазонов длин волн. В этих диапазонах спайкоподобные события довольно редки и поэтому для их обнаружения требуется много времени. Более того, их интенсивность обычно мала или сравнима с потоком излучения от протяженных источников континуального излучения вспышки [25]. Это приводит к заметному уменьшению отношения сигнал/шум и, следовательно, к уменьшению вероятности надежной регистрации компактных источников.

2) Низкое временное разрешение (=0.2 с стандартной РСДБ 28 системы типа Марк-2. а) Такое большое время интегрирования приводит к сильному уменьшению отношения сигнал/шум, поскольку длительность спайка обычно более, чем на порядок меньше 0,2 с. б) Известно, что спайки часто появляются группами с интервалами следования порядка 10- 100 мс. Поэтому за время интегрирования возможно появление нескольких спайков в местах, отстоящих друг от друга на расстояниях, больших ширины лепестка диаграммы направленности РСДБ-системы. В результате интерференционный сигнал будет существенно ослаблен. в) Из-за возможного собственного поперечного движения радиоисточника частота интерференции может измениться так, что выйдет за полосу частот, в которой происходит анализ спектра Af> f = Mit. При t = 0,2 с, f- 2,5 Гц это соответствует скорости источника

V > 200 км/с для базы интерферометра, используемого в эксперименте [23]. Скорости такой величины вполне вероятны, так как они близки к обычным в условиях солнечной короны скоростям МГД-движений F~1000 км/с). 3) Рефракция и рассеяние излучения в солнечной короне. а) Многолучевое распространение из-за отражений от двух и более дискретных плотных арочных структур. При большом времени интегрирования этот эффект может быть аналогичен появлению одновременно двух и более источников, разнесенных на расстояния, превышающие ширину лепестка диаграммы направленности 0а. Результатом будет значительное ослабление сигнала интерференции. • б) Видимое уширение источника спайка до размеров 8 > 0а из-за рассеяния радиовюлн на неоднородностях среды. Косвенные свидетельства в пользу реальной возможности этой причины служат наблюдения всплесков I и III типа, выполненные в последние годы на VLA с временным разрешением 1,67 с. Эти наблюдения показывают, что измеренные на частоте 333 МГц размеры источников всплесков оказываются существенно больше ожидаемых из теории и из размеров горячих рентгеновских петель [39,40]. Вполне вероятно, что рассеяние на неоднородностях будет главным препятствием при РСДБ исследованиях спайкоподобных источников. Для увеличения вероятности регистрации солнечных радиоспайков мы проводили эксперименты на уже имеющейся, а также вновь разработанной аппаратуре для РСДБ наблюдений, которая отличается от использовавшейся в [23,24] следующим: имеющаяся приемная аппаратура работает в дециметровом диапазоне, где максимальна вероятность появления всплесков с тонкой временной и спектральной структурой (то есть всплесков, источники которых должны быть очень компактными). Интенсивность быстропе-ременных всплесков обычно существенно превышает интенсивность континуальной компоненты всплеска в этом диапазоне. Это обеспечивает большее отношение сигнал/шум, чем в РСДБ наблюдениях в сантиметровом диапазоне.

Разработанный в НИРФИ РСДБ-коррелятор дает возможность анализировать выходной сигнал со значительно более высоким временным разрешением. Цифровая техника, которую мы имеем в настоящее время для обработки данных, обеспечивает максимальное временное разрешение 0,256 мс. Это значение почти на три порядка величины меньше, чем используемое в [23], и достаточно для исследования временной структуры спайков с миллисекундными длительностями. Такое временное разрешение позволяет анализировать амплитудный спектр интерферометрических сигналов в полосе частот интерференции 2 кГц. Предусмотрена также возможность выбора различных интервалов усреднения с помощью системы интеграторов. Высокое временное разрешение, реализуемое в описанной выше аппаратуре, обеспечивает следующие преимущества: а) реализацию максимального отношения сигнал/шум путем выбора оптимального времени интегрирования Г, б) возможность наблюдать компактные .-источники с более быстрыми собственными движениями: , V = 4000 км/с при £ = 1 мс и тех же условиях, что и в эксперименте [23]; в) резкое уменьшение вероятности одновременной регистрации в течение времени интегрирования излучения от нескольких компактных источников, разнесенных в пространстве на расстояние, большее ширины лепестка диаграммы направленности интерферометра; г) увеличение вероятности регистрации интерференционного сигнала даже в случае, если излучение компактного источника отражается от соседних плотных арок При расстояниях

J- 10s- 109см запаздывание отраженного сигнала составит t = 3 - 30 мс. Поэтому при t- 1 мс и длительности спайка Гспапк = 3 мс от каждого из источников (прямого и отраженного) будет зарегистрирован свой интерференционный сигнал.; д) уменьшение эффекта видимого уширения источника из-за рассеяния сигнала на корональной турбулентности. Это уменьшение происходит в случае очень коротких всплесков, для которых неоднородности с большими масштабами являются неподвижными экранами. Кроме этого, высокое временное разрешение йшт< 1 мс) обеспечивает дополнительные возможности, такие как возможность определения динамики размера D(t) однокомпонентного радиоисточника по измеренной величине коэффициента когерентности V(tJ), что становится осуществимым, если длительность всплеска в несколько раз превышает Й1нт или возможность слежения за смещением фазового центра радиояркости многокомпонентного источника по измерениям скачков фазы и амплитуды интерференционного отклика. При длине волны X = 50 см, длине базы L = 400 км, отношении шум/сигнал = 0,1 можно определить смещение центра радиояркости с точностью 0,01 угл. сек. Для большей надежности з обнаружении спайков и достоверности получаемых данных разработан комплексный наблюдательный стенд (рис. 2), состоящий из радителескопов Службы Солнца, малобазового интерферометра РАС "Старая Пустынь" и РСДБ интерферометра. Служба Солнца позволяет определить моменты солнечной активности наиболее вероятные для наблюдения спайков [18А].

На малобазовый интерферометр возложены следующие задачи: а) обнаружение солнечных радиовсплесков, определение в реальном времени местоположения и угловых размеров активной области, оперативная выдача этой информации для корректировки наведения больших антенн, входящих в большебазовую систему; б) обнаружение и фиксация моментов появления спайков, оценка их параметров, использование этой информации в качестве целеуказания при обработке данных длиннобазового интерферометра.

До настоящего времени основными методами исследований космической среды солнечной системы являются метод мерцаний, основанный на измерении флуктуаций интенсивности принимаемого излучения от компактных космических источников, и метод дисперсной интерферометрии когерентного излучения на кратных частотах с борта космического аппарата, находящегося вне исследуемой среды. Эти методы имеют известные ограничения [41-44]. Мерцания обусловлены только относительно мелкомасштабными неоднородностями среды, не превышающими размера первой зоны Френеля. Кроме того, при сильных фазовых возмущениях проходящего через исследуемую среду излучения космического радиоисточника (например, вблизи от Солнца) его мерцания претерпевают насыщение. Метод дисперсной интерферометрии дает информацию о состоянии просвечиваемой среды только в узкой области вдоль направления траектории космического аппарата и может использоваться лишь эпизодически - во время его полета .

В. последние несколько лет для изучения межпланетной среды находит применение метод радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). При применении этого метода излучение от источника до далеко разнесенных (сотни и тысячи км) между собой антенн интерферометра проходит через неоднородные среды по разным трассам с различными фазовыми и групповыми скоростями. Поскольку интерферометр является инструментом для измерения степени взаимной когерентности электромагнитных полей принятого в разнесенных пунктах радиоизлучения источника, то фаза интерферометрического отклика Ф может быть использована для прямых измерений пространственной структурной функции О флуктуаций фазы, вызванных влиянием неоднородностей межпланетной плазмы: = ((Ф(х) - Ф(х - с!))2) (7)

3 - имеет смысл проекции базы интерферометра на плоскость волнового фронта).

Поскольку ёдостигает в РСДБ тысяч , а в случае космического интерферометра - сотен тысяч и более километров, имеется возможность прямых исследований пространственных характеристик неоднородностей плазмы солнечной короны и межпланетной среды с масштабами, недоступными методу мерцаний.

Слабые неоднородности приводят к изменению фазы интерферометрического отклика. При наличии сильных неод-нородностей в просвечиваемой среде фазовые искажения отклика переходят в частотные. Поэтому по фазовому портрету интерференционного отклика можно исследовать слабые неоднородности, спектральный же состав интерференционного отклика и его положение в плоскости взаимных частотно-временных сдвигов дают информацию о характеристиках сильных неоднородностей. При этом индикаторами состояния турбулентной околосолнечной среды служат ширина и форма спектральной линии интерференционного отклика.

Таким образом, метод РСДБ позволяет изучать пространственно-временную структуру средне и крупномасштабных неоднородностей околосолнечной плазмы и межпланетной среды, просвечиваемых внегалактическими радиоисточниками, а также представляет возможность расширить диапазон исследований как в сторону очень слабых, так и в сторону интенсивных неоднородностей. Информативность РСДБ-наблюдений возрастает при одновременных измерениях на нескольких базах с разными ориентациями и длинами, в этом случае можно судить также и о форме (анизотропии) неоднородностей.

1.4. Особенности исследования локальных источников на Солнце во время солнечных затмений К началу семидесятых годов наблюдения солнечных затмений являлись единственным методом получения высокого несколько секунд и выше) углового разрешения в микроволновом диапазоне [45]. Имеющиеся инструменты (например, БПР [46,47]) обладали разрешением около одной угловой минуты, что не могло уже удовлетворить при решении задач исследования тонкой пространственной структуры радиообразований. Нами в период 1970 - 1975 гг. проведен цикл исследований Солнца методом затменных наблюдений, включающий в себя результаты наблюдений 4-х затмений: 7 марта 1970 года, 10 июля 1972 года, 24 декабря 1973 года, 11 мая 1975 года [19А-22А]. В этих исследованиях реализуемый расположением астрономических тел метод высокого углового разрешения использовался в двух направлениях: а) для получения данных при наблюдениях интенсивности радиоизлучения. Это направление являлось отражением традиционного подхода к изучению характеристик радиообразований на основе комплексных многочастотных наблюдений [48]. Программа исследований в этом случае предполагала использование совместных результатов наблюдений, полученных на нескольких станциях в ходе скоординированных экспериментов [20 А]; б) другим направлением исследований являлось внедрение новых методик наблюдений и получение с их помощью качественно новых результатов [22А, 23А]. При наблюдениях затмений 1972 и 1973 гг. было реализовано измерение дифференциального параметра радиоизлучения, названного "наклон спектра" А1- разности интенсивностей на 2-х близких частотах [49].

При наблюдениях затмений таким образом реализовывался "квазинулевой" метод приема сигнала и тем самым повышалась относительная точность измерений [23А]. Сочетание измерений интенсивности / и "наклона спектра" ЛI с измерением поляризационного параметра Стокса V- разности двух ортогональных компонент излучения поляризованных по кругу, было впервые применено при наблюдениях затмения 1970 года и дало возможность реализовать разработанную в [50] методику измерения слабых магнитных полей при существовании тормозного механизма излучения. Совокупность измерений 3-х параметров радиоизлучения в затменных наблюдениях позволило достигнуть точности измерений магнитного поля, составляющей несколько гаусс, и получить распределение магнитных полей по солнечному флоккулу [23А]. Суммируя в целом результаты проведенных исследований по данному разделу, отметим важный, на наш взгляд, аспект - разработка новых методов наблюдений и их реализация составили основу нового подхода к возможностям радиоастрономических методов диагностики физических параметров центров солнечной активности, а также изучения динамики процессов в солнечной атмосфере, на которых мы остановимся в других разделах работы.

Выводы

Таким образом, проведено комплексное исследование и последующее внедрение в практику радиоастрономических экспериментов новых методик наблюдений и обработки экспериментальных данных, включающих развитие спектрально-корреляционных методов обработки многочастотных и временных рядов данных, реализацию методов интерферометриче-ских и РСДБ наблюдений для исследования компактных быс-тропеременных источников солнечного радиоизлучения, новых вариантов методов наблюдений для изучения флуктуаций солнечного радиоизлучения с широким интервалом характерных периодов, затменных наблюдений слабоконтрастных структур солнечной атмосферы в радиодиапазоне.

2. Результаты экспериментальных исследований явлений солнечной активности

2.1. Квазипериодические флуктуации солнечного радиоизлучения при изучении проблемы волновых возмущений в короне Солнца

Основные результаты, полученные при изучении флуктуации солнечного радиоизлучения, заключаются в определении типов волн и их скоростей, распространяющихся на уровнях переходного слоя и короны, а также в исследовании физических эффектов для их возможного использования при прогнозировании солнечных протонных вспышек по появлению долгопериодных КПК за 2 - 3 дня до вспышки. Исследование КПК (квазипериодических компонент) солнечного радиоизлучения начиналось с проведения одновременных наблюдений на двух длинах волн 3 и 30 см, которые ответственны за излучение из переходного слоя и нижней короны соответственно [24А]. Наблюдения проводились в минимуме солнечной активности: значения чисел Вольфа в дни наблюдений менялись от 0 до 85. В большинстве дней наблюдений на обеих частотах с вероятностью более 80 % присутствовали КПК с периодами Т менее 180 с. Анализ динамических спектров КПК с такими-периодами показал, что возмущения, вызывающие исследуемые колебания носят цуговый характер. Причем цуг имеет следующие параметры: длительность более ЮГ, но меньше 25Т, а интервалы между цугами имеют большой временной разброс, но всегда превышают 1 час. Определенная по фазовому спектру временная задержка лежит в интервале 40 - 200 с с наиболее вероятным значением 100 с.

Для уточнения высот, ответственных за генерацию принимаемого нами радиоизлучения, необходимо привлечение модельных представлений о структуре переходного слоя. Анализ таких моделей показал, что наиболее сильно отличающиеся из них Гольдберга [51] и Дубова [52], меняют расстояние между излучающими слоями на 20%, что, учитывая нашу точность, не оказывает большого влияния на окончательный. результат. Средняя скорость распространения возмущений, при таких допущениях, получается равной 15 км/с при разбросе значений от 7 до 40 км/с [25А]. В атмосфере Солнца могут распространяться волны: звуковые, гравитационные, замедленные магнитогидродинамические, ускоренные магнитогидродинамические и альве-новские. Рассматривая возможность распространения различных типов волн с определенными нами параметрами на высотах соответствующих излучению радиоволн (3 и 30 см), мы пришли к выводу, что гравитационные волны ограничены минимальными значениями периода более 250 с, скорости альве-новской и ускоренной магнитогидродинамической волн значительно больше 100 км/с. Таким образом, можно констатировать, что по величинам наблюдаемых скоростей распространения и по возможному периоду волн нашим условиям удовлетворяют звуковые и медленные магнитогидродинамические волны. Здесь однако следует учесть, что в целом ряде работ указывается на то, что звуковые волны диссипируют в хромосфере не доходя до короны. В этом случае остается считать, что на высотах переходный слой - корона распространяются медленные магнитогидродинамические волны со скоростями около 15 км/с и с периодом около 100 с. Первоначальной нашей задачей при анализе данных в дециметровом диапазоне было определение спектра ионосферных флуктуации по записям Тельца-А и установление достоверности выделяющихся компонент пульсаций в спектрах солнечных флуктуаций вне диапазона ионосферных компонент [16А]. Сравнение наблюдаемых спектров флуктуаций Тельца и Солнца позволяет сделать вывод о том, что компоненты с периодами менее 180 с обусловлены влияни ем ионосферы, а флуктуации на записях радиоизлучения Солнца с периодами более 5 мин имеют солнечное происхождение рис. 3). Такой вывод позволяют сделать следующие факты: а) на всех спектрах Тельца присутствуют достоверно выделенные компоненты с периодами 180, 130, 110 с и отсутствуют КПК с большими периодами; отсутствуют фазовые сдвиги между выделенными КПК на разных частотах. б) на солнечных спектрах часто присутствуют эти же компоненты и почти всегда с близкими периодами. Непостоянство присутствия КПК с "ионосферными" периодами легко объясняется присутствием в этом же диапазоне КПК солнечного происхождения; в) на всех солнечных записях зафиксировано присутствие КПК с периодами, превышающими 5 мин. При этом, практически всегда, достоверно выделяются компоненты с периодом 10 мин; г) наличие фазового сдвига, характеризующего временную задержку, связанную с распространением возмущения в солцеч-ной атмосфере. Величина такой задержки увеличивается с увеличением разноса, но скорость распространения предполагаемого возмущения остается постоянной (рис. 4). Наиболее логичным объяснением является предположение о распространении периодического возмущения через область генерации солнечного радиоизлучения [26А,27А]. Вид периодического возмущения может быть

- монохроматической волной (длительность существования волны больше времени наблюдения), последовательностью цугов волн (длина цуга меньше времени наблюдения),

Телец-А, 16.07.7 6

1дв

Хдв =24,7 МГц £ =24,9 МГц

Г =25,2 МГц Г =25,3 МГц =25,4 МГц г —25,42 МГц

-ли|1 1

20105 3 2 Т, мин

Солнце, 30.06.7 6

80%

•20 10 5 3 2

Г =24,7 МГц =24,95 МГц

Г =25,2 МГц =25,3 МГц

4 £ =25., 42 МГц г =25,5 МГц

Т, мин

Рис. 3. Спектры временных флуктуаций интенсивности излучения Тельца и Солнца по наблюдениям на УТР-2.

Рис. 4. Фазовый спектр и его изменения в зависимости са частот наблюдений.

- последовательностью микровсплесков.

Имеющиеся в нашем распоряжении данные позволили сделать выбор в пользу предположения о распространении в солнечной короне на высотах, соответствующих излучению на частотах от 25,5 до 24,5 МГц, по направлению от нижних слоев короны к более высоким цугов волн с периодами около 10 мин и скоростями частотного дрейфа, = Ю--' МГц/с. Наблюдаемые флуктуации удается объяснить в рамках плазменного механизма генерации излучения и распространяющейся звуковой волны, предполагая при этом наличие в области генерации даже в спокойной короне незначительной изотропной добавки надтеп-ловых электронов [28А] (рис. 5). Остается открытым вопрос о возможном происхождении звуковых волн в короне. Одна из таких возможностей рассмотрена в работе [53].

2.2. Особенности структуры и динамики локальных источников радиоизлучения по результатам затменных наблюдений

Остановимся кратко на применении некоторых новых радиометодов изучения структуры солнечных образований в солнечных затмениях и результатах их использования. Гельф-рейхом [50] была предложена методика измерения слабых магнитных полей флоккулов и невозмущенных областей в предположении тормозного механизма без ограничения на оптическую толщину. Методика основана на измерениях яркости поляризационной компоненты и наклона спектра на одной длине волны.

Впервые определение магнитных полей солнечного флоккула по радиоастрономическим наблюдениям было реализовано в наблюдениях солнечного затмения 1970 года на острове Куба [23А]. На рис. 6 показано полученное распределение магнитного поля во флоккуле группы № 98. Как видно, полярность магнитного поля меняется на протяжении источника. В распределении магнитного поля можно выделить участки плавного изменения Н, чередующиеся с участками, в которых поле имеет существенно большую величину и испытывает резкие изменения, включая смену полярности. В нижней части рисунка приведено сравнение полученного распределения магнитного поля в хромосфере с распределением магнитных полей над пятнами на соответствующих участках фотосферы по данным КРАО [23 А].

2.3. Некоторые результаты изучения быстропеременных компактных источников солнечного радиоизлучения (спайков)

Первые интерферометрические наблюдения солнечных спайков были проведены на интерферометре "Старая Пустынь" осенью 1993 и 1994 годов на частоте 540 МГц. Использовался имеющийся в НИРФИ короткобазовый интерферометр РАС "Старая Пустынь" с антеннами диаметром 7 м и длиной базы 416 м. Интерферометр был адаптирован для наблюдений с высоким временным разрешением. Необходимые калибровки осуществлялись по сигналу стандартного генератора шума и

Рис. 6. Распределение магнитного поля во флоккуле гр. (март 1970 г.). радиоисточнику Лебедь-А. Для поддержки (выбор периодов повышенной солнечной активности, контроль всплесков и т.д.) использовались патрульные наблюдения радиоизлучения Солнца в сантиметровом и дециметровом диапазонах длин волн, ведущиеся на РАС НИРФИ "Зименки"[29А, ЗОА]. В ходе экспериментов была измерена пороговая чувствительность малобазового интерферометра: 2 и 6 на 10-- Вт/м2Гц при временах интегрирования 3,3 и 0,2 мс соответственно. Этого вполне достаточно для уверенной регистрации солнечных дм-спайков, так как обычно их интенсивность в 10- 100 раз больше. Интерферометр имеет недостаточное угловое разрешение (6«5') для определения размеров источников солнечных спайкоподобных всплесков, однако его использование позволило получить некоторые характеристики источников быстропеременных радиовсплесков, в частности, определить динамику центра яркости радиоисточника. В комплексных наблюдениях данные, полученные на короткобазовом интерферометре, позволят локализовать временные интервалы, внутри которых целесообразно обрабатывать большие объемы информации, получаемые в параллельных наблюдениях на больших антеннах длиннобазо-вых интерферометров. В течении трех циклов наблюдений было зарегистрировано более 20 солнечных всплесков разной длительности, проявивших заметный интерференционный отклик. Временные масштабы изменения интенсивности всплесков составляют, как правило, 50 - 200 мс. Значений менее 20 мс в период наших наблюдений не обнаружено. Анализ интерферометрического сигнала позволяет получить данные о изменении фазы и функции видности с миллисекундным временным разрешением [32]. На рис. 7 в качестве иллюстрации изображены временной профиль интенсивности, интерференционный сигнал и зависимость фазы этого сигнала от времени для сложного события 02.10.94. Из этого рисунка видно, что флуктуации фазы в момент максимума всплеска составляют 0,02 рад. Это соответствует ошибке относительных позиционных, измерений положения радиоисточника 1 - 2 угловых секунды. В тоже время изменение фазы от пика к пику может достигать 0,2 рад.

РСДБ-наблюдения солнечных радиовсплесков проводились, начиная с 1995 года, в составе как российской так и международной РСДБ-сетей. В настоящее время обработаны данные экспериментов по Солнцу до 1996 года.

Из обработанных данных только в сеансах 28 февраля 1995 года обнаружена заметная интерференция для двух слабых всплесков, солнечного радиоизлучения (рис. 8). Использовавшееся при обработке временное разрешение в 2 секунды не позволяет отождествить эти всплески с каким-либо определенным типом всплесков. Однако наличие интерференции свидетельствует о малых размерах (< 1 угл. сек) источников этих всплесков. Оценка их яркостной температуры, сделанная по отношению сигнал/шум и размеру интерференционного лепестка, дает величину < 109К для длительности всплеска 2 с и 10п К для длительности всплеска 20 мс [32А].

Рис. 8. Сумма амплитуд каналов интерференционного (РСДБ) отклика слабого солнечного радиовсплеска, размер источника которого составляет менее 1угл. сек.

2.4. Структура солнечной короны по измерениям параметров космических радиоисточников с использованием РСДБ

Современная техника независимого когерентного приема излучения космических источников позволила на основе существующих радиотелескопов организовывать интерферо-метрические комплексы с базами различных длин и ориентации. В 1994-1996 годах были проведены четыре многоцелевые международные сессии РСДБ-набшодений внегалактических радиоисточников и Солнца на частотах 327 и 1665 МГц. Основные данные по этим экспериментам можно найти в работе [ЗЗА]. В них принимали участие (в разных комбинациях) приемные пункты VLBA-сети (NRAO), Италии (Medicina, Noto), Австралия (Титбинбилла), Южной Африке (Харт РАО), а также российские приемные пункты в Медвежьих Озерах (ТНА-1500), Пущино (РТ-22) и Уссурийские (П-2500). В рамках этих экспериментов нами была начата программа исследований характеристик неоднородностей плазмы солнечного ветра по спектральным- возмущениям интерферометрических откликов от просвечивающего среду излучения внегалактических радиоисточников для широкой области углов их элонгации относительно Солнца (от 3 до 140 градусов). Первичная обработка магнитных записей (MARK-2) экспериментальных данных производилась на корреляторе JPL (NASA, США); вторичная обработка, направленная на решение задач программы, - в НИРФИ.

Влияние неоднородностей межпланетной среды на работу РСДБ-систем можно считать существенным в области углов элонгаций до 30 градусов (1665 МГц) и до 80 градусов в диапазоне 327 МГц. Оно остается заметным до углов 90 градусов (1665 МГц) и 140 градусов (327 МГц), переходя в ионосферный фон. Интерференция сигналов наблюдалась при угловом расстоянии источников от Солнца более 3 градусов (1665 МГц) и 13 градусов (327 МГц). При меньших расстояниях фазовая когерентность сигналов полностью нарушается. На рис. 9 приведен пример интерференционного отклика сигналов при наблюдениях на частоте 1665 МГц.

Эти результаты важны при планировании РСДБ-экспериментов в диапазонах частот 327 МГц и 1665 МГц.

Применение многоэлементного РСДБ-комплекса и сравнение спектров интерферометрических откликов, полученных одновременно на базах различной ориентации, позволяет судить о пространственной конфигурации неоднородностей межпланетной среды. При анализе откликов от источников на разных элонгациях от Солнца нами были получены данные, позволяющие предположить наличие достаточно крупномасштабной, "струйной", структуры околосолнечной плазмы в виде узких протяженных областей, направленных преимущественно вдоль солнечного ветра, их поперечный размер приблизительно оценивается в 1,5-2 тыс. км, а продольный - не менее нескольких сотен тысяч километров.

На рис. 10 представлены проекции радиоинтерфероме-тического комплекса (пункты VLBA - Brewster, Pie Town,

Hancock, North Liberty) на U-V-плоскость (или плоскость фронта приходящей волны) для источника 3C345 (63 градуса от Солнца), а также спектры интерферометрических откликов для каждой базы в диапазоне 327 МГц. Пунктирная линия на рисунке указывает направление от Солнца и условно разделяет зону неоднородностей над пунктами Brewster и Pie Town (на всех базовых линиях, содержащих эти пункты, линии интерференции значительно расширены) и относительно свободную от неоднородностей зону над пунктами North Liberty и Hancock (уширение линии на этой базе незначительно и может быть объяснено влиянием ионосферы). Причем, в свободной зоне заметные неоднородности отсутствуют в течение достаточно продолжительного времени (время когерентного накопления в данном случае 513 с), за которое солнечный ветер проходит расстояние (при скорости его порядка 500 км/с) 250 - 300 тыс. км. В то же время в зоне неоднородностей возмущения присутствуют весь этот промежуток времени, как это видно из рис. 11, где показаны спектрограммы интерференции для нескольких последовательных более коротких (по 130 с) участков записей сигналов источника для базы Pie Town - North Liberty. На рисунке хорошо прослеживается непрерывная деформация формы спектра в течение 15 минут и флуктуации положения его максимума по частоте, эквивалентные "дрожанию" видимого углового положения источника на небе.

На рис. 12 показаны аналогичные результаты наблюдения источника NRAO-530, но уже вблизи от Солнца (угол элонгации 13 градусов). Здесь наблюдается аналогичный эффект, но на фоне более сильных неоднородностей корональной плазмы, обусловленных близостью Солнца. Полностью свободной зоны здесь уже нет (уширение спектра на базе Brewster -Owens Valley существенно превышает то, которое можно ожидать от ионосферы), но общий характер предполагаемой "струйной" структуры сохраняется.

Анализ зависимости ширины спектра интерференции в зоне неоднородностей от эффективной длины базовой линии для случая, проиллюстрированного на рис. 10, показал, что в области неоднородности заметной зависимости ширины спектров откликов от длины базы в области масштабов 2-4 тыс. км нет. Это говорит о том, что неоднородности имеют размер, меньший размера минимальной базы (база Pie Town -North Liberty - 1899 км). При этом, поскольку разные базы имеют различные позиционные углы, то неоднородности в пределах отдельных "струй" изотропны по направлению.

Итак, результаты нашей работы показывают, что методом РСДБ (по спектральному составу интерференционного отклика и его положению в плоскости взаимных частотно-временных сдвигов) можно исследовать более крупномасштабные неоднородности в короне или сверхкороне Солнца, чем это позволяет метод мерцаний, в широких пределах углов элонгации и позиционных углов радиоисточников относительно Солнца. Применение для этих задач многоэлементных РСДБ-сетей' Позволило получить дополнительную информацию об анизотропии неоднородностей, а именно, сделать вывод о "струйной" структуре крупномасштабных неоднородностей межпланетной среды. Полученные результаты хорошо вписываются в общую картину неоднородностей солнечного ветра и межпланетной среды, полученную из данных других экспериментов [54].

2.5. Некоторые вопросы прогнозирования солнечных вспышек радиометодами и по колебаниям Н-компонента магнитного поля Земли ?.

Изучение флуктуаций радиоизлучения Солнца в сантиметровом диапазоне привело к обнаружению квазипериодических компонент с периодами более 20 минут, появляющихся за несколько дней до протонной вспышки [2А]. Величина пред-вспышечных пульсаций достигает нескольких процентов от полного потока солнечного радиоизлучения, превышая почти на порядок обычный уровень флуктуаций.

Прогностический интерес к исследованиям квазипериодических пульсаций солнечного радиоизлучения заметно усилился после обнаружения нами эффекта возрастания долгопериодных (с периодом более 20 минут) пульсаций сантиметрового радиоизлучения Солнца перед протонными вспышками по событиям августа 1972 года [1 А]. Имеется цикл работ по построению моделей, объясняющих увеличение квазипериодических компонент в солнечных структурах [55,56]. Первоначальные ретроспективные исследования эффекта были проведены по наблюдениям солнечного радиоизлучения на длине волны 3 см в период солнечных протонных событий 7.03.1970, 1.09.1971, 2,4,7.08.1972 и 3,4.07.1974. В наблюдениях, проведенных на больших и малых радиотелескопах, регистрировались 2 параметра солнечного радиоизлучения: интенсивность / и наклон спектра Л/, представляющий разность интенсивностей па двух близких частотах. Второй параметр оказался более информативным для выявления особенностей динамики долгопериодных пульсаций радиоизлучения перед вспышками, а методика подобных измерений позволяла в большинстве случаев существенно снижать уровень пульсаций с кратковременными периодами и исключать флуктуационные эффекты распространения сантиметровых волн в атмосфере Земли. Отметим, что длительность сеансов наблюдений на Чукотке в августе 1972 года, составлявшая около 15 часов, специально разработанные методики наблюдений и обработки и организованные наблюдения на разнесенных станциях Кисловодск - Гавана [13А] позволили установить непостоянство амплитуды и периодов" подобных пульсаций по мере предвспышечного развития активной области [2А]. В то же время анализ пульсаций с характерными периодами менее 20 минут не показал их увеличения в связи с происходящими протонными событиями. Указанный эффект был отмечен также другими авторами при наблюдениях радиоизлучения активных областей на большей длине волны [57]. Из представленных результатов видно; что имеет место рост амплитуды долгопериодных пульсаций перед мощными вспышками до значений, в несколько раз превышающих порог чувствительности используемой аппаратуры, и ее уменьшение в большинстве случаев после вспышки [34А.35А]. Значимость этого факта подтверждается сходным поведением пульсаций при наблюдениях с различным разносом частот в каналах наклона спектра. При наличии неизолированных вспышечных событий наблюдалось некоторое снижение амплитуды пульсаций после предыдущей вспышки с ростом к последующей.

В результате проведенных исследований можно утверждать, что такие пульсации не наблюдаются в спокойные периоды, либо их амплитуда меньше флуктуационной чувствительности аппаратуры [58]. Дальнейшие исследования подтвердили открытый эффект и установили, что чем больше разность частот, тем больше эффект увеличения амплитуды пульсаций. Нами отмечено отсутствие корреляции между амплитудами пульсаций и такими характеристиками активной области, как поток ^компоненты и ее положение на диске Солнца. Были проведены статистические исследования результатов всех проведенных наблюдений с целью определить возможности создания методики краткосрочного прогнозирования протонных вспышек, которая была предложена в [58].

Так как пульсации в радиоизлучении отражают колебательные процессы в солнечной атмосфере, то эти колебания (плотности, температуры или магнитного поля) должны проявляться в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах, излучение в которых прямо пропорционально зависит от изменения плотности и более сильно от изменения температуры излучающей плазмы [59]. Изменение излучения в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах должно повлечь за собой изменение электронной концентрации в ионосфере. Следовательно, связь предвспышечных колебательных процессов в атмосфере Солнца и в атмосфере Земли можно обнаружить, сравнивая между собой флуктуации солнечного излучения ( радио-, рентгеновский, ультрафиолетовый диапазоны) и флуктуации характеристик околоземного пространства (электронной концентрации в ионосфере, ионосферного тока и магнитного поля Земли) [36А]. Нами было проведено сравнение флуктуаций в радиоизлучении ив Н - компоненте магнитного поля Земли [37А,38А]. Анализ данных шести геомагнитных станций (разнесенных по долготе на 160° - от 12° до 180°в.д. и на 16° по широте - от 52° до 68°с.ш. ) и денных наблюдения трехсантиметрового радиоизлучения Солнца в периоды предшествующие протонным вспышкам на Солнце позволили определить, что обнаруженные пульсации магнитного поля Земли носят глобальный характер, между предвспышечными пульсациями в радиоизлучении и магнитном поле Земли существует достоверная корреляционная связь [39А-42А]. Пространственно-временное распределение геомагнитных пульсаций совпадает с характерным распределением токовых систем в слое Е ионосферы [43А]. Амплитуда геомагнитных пульсаций меняется от 50° (68°с.ш.) до 5° ( 52°с.ш.).

Проведенные исследования показали перспективность изучения предвспышечных пульсаций как для целей прогнозирования, так и для изучения физических процессов в предвспы-шечные периоды [56,59]. Причем, как показано в наших работах, объектом анализа может быть не только сантиметровое радиоизлучение, но и ионизующие излучение Солнца и данные //-компоненты магнитного поля Земли сеть станций наблюдения которого наиболее широко развернута по территории России [40А.43А].

Выводы

Научные результаты, полученные в диссертации, можно разделить на следующие основные разделы: а) впервые получены данные о тонкой (около 1 угл.сек) пространственной структуре быстропеременных компактных источников радиоизлучения, их динамике во время сложных событий; определены характерные времена существования отдельных компонент событий (спайков);. б) получены новые данные о крупномасштабной пространственной структуре (поперечный размер ~ 2 тыс. км, продольный - 250 тыс. км) межпланетной плазмы; в) получены параметры волновых процессов в переходном слое и средней короне и дана интерпретация явлений при распространении волновых возмущений в короне Солнца; г) апробирована методика и получены новые данные по распределению слабых магнитных полей на уровне хромосферы, слабых проявлениях солнечной всплесковой активности.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Рассмотренные автором вопросы методики наблюдений и обработки данных солнечного радиоизлучения позволили получить результаты, внесшие существенный, на наш взгляд, вклад в экспериментальные радиоастрономические исследования Солнца, выразившиеся в разработке и применении ряда новых методик наблюдений и обработки результатов:

1. Проведена разработка и осуществлен комплекс исследований по изучению волновых и колебательных процессов в атмосфере Солнца, включающий: постановку задач, разработку методических вопросов проведения экспериментов, подготовку аппаратуры и проведение наблюдений, разработку методов спектрально-корреляционной обработки данных измерений, анализ полученных результатов. Впервые радиометодами получены величины вертикальных скоростей распространения волн в атмосфере Солнца, определен тип этих волн, рассмотрена их структура.

2. Проведены исследования с целью применения радиоинтерфе-рометрических систем для решения задач по изучению быс-тропеременных (спайкоподобных) компактных источников радиоизлучения и осуществлены эксперименты, включающие вопросы адаптации РСДБ-систем для решения указанных задач, методические вопросы наблюдений источников с различными пространственными масштабами, различной интенсивностью и временной динамикой. Получены новые данные по длительностям спайкоподобных событий, их угловым размерам.

3. Проведена разработка ряда физических и методических вопросов краткосрочного прогнозирования геоэффективных солнечных вспышек на основе нового подхода к анализу характеристик квазипериодических флуктуаций солнечного радиоизлучения и магнитного поля Земли.

4. Впервые экспериментально радиометодами получено распределение слабых магнитных полей во флоккуле по затменным наблдюдениям.

АВТОРСКАЯ БИБЛИОГРАФИЯ

1А. Кобрин М.М., Коршунов А.И., Снегирев С.Д., Тимофеев Б.В. О квазипериодических флуктуациях наклона спектра радиоизлучения на волне ? = 3 см в августе 1972 года. А.Ц.1973, N789, с;2

2А. Кобрин \1.М., Коршунов А.И., Снегирев С.Д., Тимофеев Б.В. О резком возрастании квазипериодических компонентов флуктуаций наклона спектра радиоизлучения Солнца на волне X = 3 см в период, предшествующий активным событиям августа 1972 года. Солнечные данные, 1973, N10, с.79.

ЗА. ПахомовВ.В., Снегирев С.Д. О квазипериодических флуктуациях солнечного радиоизлучения на длине волны 60 см А.Ц. 1973, N753, с.6.

4А. Аверьянихина Е.А., Каверин Н.С., Снегирев С.Д. О квазипериодических компонентах флуктуаций радиоизлучения Солнца на длине волны X = 30 см. А.Ц. 1978, N905, с.1.

5А. Пахомов В.А., Снегирев С.Д. Короткопериодические флуктуации в дециметровом радиоизлучении Солнца. Письма в А.Ж. 1977, т.З, N5, с. 229.

6А. Снегйрев С.Д. Об изучении возмущений в солнечной короне путем анализа флуктуаций радиоизлучения на 3 и 30 см. Тезисы XII Всесоюзной конференции по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы. Киев, 1981, с.34.

7А. Кобрин М.М., Снегирев С.Д. Об изучении радиометодами характера и параметров волновых движений в переходном слое и нижней короне Солнца. Письма в А.Ж. 1982, т.8, N5, с. 308.

8А. Снегирев С.Д. О квазипериодических флуктуациях радиоизлучения Солнца с периодом от 45 с до 25 мин. в дециметровом диапазоне волн. Тезисы X Всесоюзной конференции по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы. Иркутск, 1977, с.92

9А. Цветков Л.И., Пахомова O.A., Снегирев С.Д. О возможном проявлении пятиминутных осцилляций фотосферы в радиоизлучении Солнца. Солнечные данные, 1989, N11.

10А. Кобрин М.М., Снегирев С.Д., Фридман В.М О связи изменений интенсивности и наклона спектра радиоизлучения Солнца на X. = 3 см со всплесками мягкого рентгеновского излучения. Тезисы X Всесоюзной конференции по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы. Иркутск, 1977.

ПА. Кобрин М.М., Снегирев С.Д., Фридман В.М. О связи изменений потока и наклона спектра радиоизлучения Солнца на 3 см со всплесками мягкого рентгеновского излучения. Письма в А.Ж. 1978, т.4, N 6, с.286.

12А. Быстров М.В., Кобрин М.М., Снегирев С.Д., Фридман В.М. Некоторые данные о развитии микроволновых всплесков на Солнце. Тезисы IX Консультации по физике Солнца. Карпачи, Вроцлав, ПНР, 1978.

13А. Кобрин M.M., Семенова C.B., Снегирев С.Д., Родригес Р., Сьерра П., Монзон М. Наблюдения флуктуаций солнечного "ради излучения по сопряженным данным станций Кисловодска и Гаваны. IV Симпозиум КАПГ по солнечно-земной физике. Сочи, 1984.

I4A. Кобрин М.М., Снегирев С.Д. и др. Наблюдения долгопериодных флуктуаций солнечного радиоизлучения по сопряженным данным двух станций Куба - Кисловодск. XVI Всесоюзная конференция' по радиоастрономическим исследо ваниям солнечной системы. Звенигород, 1984.

15А. Абранин Э.П., Базелян Л.Л., Быстров М.Б., Гончаров Н.Ю., Кобрин М.М., Снегирев С.Д. Квазипериодические флуктуации радиоизлучения Солнца в декаметровом диапазоне длин волн. Письма в А.Ж. 1978, т.4, N 12, с.559.

16А. Кобрин М.М., Снегирев С.Д. О возмущениях короны, выбывающих пульсации радиоизлучения "спокойного" Солнца в диапазоне 20 - 25мгц. Тезисы XI11 Всесоюзной конференции по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы. Киев, 1989, с.34.

17А. Chuprikov, A.A., Girin, I.A., Likhachev, S.F., Molotov, I.E., Dementiev, A.F., Lipatov, B.N., Snegirev, S.D., Mantovani, F., Trigilio, C., Ananthakrishnan, S., Balasubramanian, V., Kulkarni, V.K., Subrahmanya, G.R., 1999, A Pre-Iaunch Low Frequency VLBI Survey for RadioAstron. New Astronomy Reviews, (in press).

18A. Алексеев B.A., Липатов Б.Н., Мельников В.Ф., Сизов A.C.,

Снегирев С.Д., Тихомиров Ю.В., АбызовА.А., Дементьев А,Ф., Дмитренко Д.А., Дугин H.A., Карабельников И.А., Князев H.A., Крюков А.Е. Шигин Е.В. Интерферо-метричеекие наблюдения солнечных вспышек с высоким временным разрешением. Препринт НИРФИ N 407, 1995, с.29.

19А. Кобрин М.М., Лебедев Е.И., Снегирев С.Д., Тимофеев Б.В. Наблюдение частного затмения Солнца 24 декабря 1973 г. на волне ? = 3,04 см. Солнечные данные, 1975, N11, с.77.

20А. Ахмедов Ш.Б., Богод В.М., Дравских 3;В., Кобрин М.М., Коржавин А.Н., Лебедев Е.И., Прокофьева H.A., Под-стригач Т.С., Снегирев С.Д., Тимофеева Г., Тимофеев Б.В., Фомичев Г.В. О наблюдениях флуктуаций солнечного радиоизлучения на четырех чатотах сантиметрового диапазона. Солнечные данные, 1977, N 4, с.62.

21А. Кобрин М.М., Коршунов А.И., Снегирев С.Д., Тимофеев Б.В. Некоторые результаты наблюдения солнечного затмения на волне X =3 см 10 июля 1972 г. на Чукотке. Циркуляр Шемахинской АО, N 48-49, февраль - март 1976, с.5.

22А. Кобрин М.М., Лебедев Е.И., Снегирев С.Д., Тимофеев Б.В. Наблюдение частного затмения Солнца 24 декабря 1973 г. на волне X =3,04 см. Солнечные данные, 1976, N11, с.77.

23А. Гельфрейх Г.Б., Снегирев С.Д., Фридман В.М., Шейнер O.A. Исследование магнитиых полей солнечного флоккула по радиоастрономическим наблюдениям. Изв. ВУЗов

Радиофизика. 1975, t.XVIII, N12, с.1764.

24А. Аверьянихина Е.А., Каверин Н.С., Пахомов В.В. Прокофьева Н.А., Снегирев С.Д. О квазипериодических компонентах радиоизлучения Солнца на волне X = 30 см. Тезисы совещания секции радиоизлучения Солнца. Рига, 1975.

25А. Снегирев С.Д. О квазипериодических флуктуациях радиоизлучения Солнца с периодом от 45 с. до 90 минут в дециметровом диапазоне волн. Изв.ВУЗов Радиофизика . 1979, т.ХХП, N1, с.5.

26А. Левин Б.Н., Снегирев С.Д. О возможности наземного наблюдения волновых движений в разреженных слоях короны. Межрегиональная конференция по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы, Н.Новгород, 1992.

27А. Levin B.N., Snegirev S.D. On the possibility for ground observation of the wave perturbation in Solar corona. European Geophysical Society XVII General Assembly, Edinburgh, April 1992.

28A. Левин Б.Н., Снегирев С.Д. О возможном механизме квазипериодических пульсаций радиоизлучения спокойного Солнца в декаметровом диапазоне длин волн. Письма в АЖ. 1983, т.9, N8, с.490.

29А. Alexeev V.A., Lipatov B.N., Melnikov V.F., Snegirev S.D., Tikhomirov Yu.V. Study of solar decimeter radio spikes using an interferometer with ms-timeresolution. Book of Abstracts

Barselona, 3-7 July 1995, Radio Emission from the Stars and the Sun.

30A. Алексеев B.A., Левин Б.H., Липатов Б.H., Мельников В.Ф., Сизов A.C., Снегирев С.Д., Тихомиров Ю.В. Возможности РСДБ наблюдений солнечных спайкоподобных событий. Изв.ВУЗов Радиофизика . 1995, t.XXXVIII, N 10, с.1046. 31А. Алексеев В.А., Дугин H .А:, Липатов Б.Н., Мельников

B.Ф., Снегирев С.Д., Тихомиров Ю.В. Радиоинтеферо-метрические наблюдения солнечных всплесков в дециметровом диапазоне с миллисекундным временным разрешением. Изв. ВУЗов Радиофизика. 1997, т.40, No. 9, с.1063.

32А. Алтунин В.И., Дементьев А.Ф., Липатов Б.Н., Нечаева М.Б., Окмянский В.А., Снегирев С.Д., Тихомиров Ю.В. Исследования неоднородностей плазмы солнечного ветра методом РСДБ на длинах волн 18 и 92 см в 1994-1996 гг. Изв. ВУЗов Радиофизика (в печати), ЗЗА. Гирин И.А., Дементьев А.Ф., Липатов Б.Н., Лихачев С.Ф., Молотов И.Е., Нечаева М.Б., Снегирев С.Д., Тихомиров Ю.В, Чуприков A.A. Радиоинтерферометрические ис-, следования тонкой структуры сверхкомпактных внегалактических источников и космических сред в дециметровом диапазоне длин волн Изв. ВУЗов "Радиофизика" (в печати)

34А. Каверин Н.С., Макаров М.А., Моисеев И.Г., Снегирев

C.Д., Тихомиров Ю.В., Фридман В.М., Шейнер O.A. Совместные (НИРФИ - КРАО) исследования спектральных и флуктуационных характеристик явлений солнечной активности в микроволновом диапазоне. Известия Крымской Астрофизической Обсерватории. 1998, т.94, с. 82.

35А. Kobrin М.М., Pakhomov V.V., Snegirev S.D., Fridman V.M., Sheiner O.A. An investigation of the relationship between long-period pulsations of cm radio emission and solar proton flare forecasts. Solar-Terrestrial Predictions-V. Proceedings of Workshop, Hitachi, Japan, January 23 - 27, 1996, p.200.

36A. Быстров M.B., Кобрин M.M., Снегирев С.Д. Пульсации магнитного поля Земли перед солнечными протонными вспышками. Письма в А.Ж. 1978, т.4, с.143.

37А. Быстров М.В., Кобрин М.М., Снегирев С.Д. КвазипериодИческие пульсации магнитного поля Земли с периодами 20 - 200 мин и их связь с аналогичными пульсациями в радиоизлучении Солнца перед протонными вспышками.

Геомагнетизм и аэрономия . 1979, t.XIX, N 2, с.306.

38А. Быстров М.В., Кобрин М.М., Снегирев С.Д. О возможной связи предвспышечной активности на Солнце с изменениями магнитного поля Земли. Тезисы IX Консультации по физике Солнца. Карпачи, Вроцлав, ПНР, 1978.

39А. Кобрин М.М., Малыгин В.И., Снегирев С.Д. Пульсация радиоизлучения Солнца перед протонными вспышками и свидетельство наличия аналогичных пульсаций в ионизирующем излучении, проявляющемся во флуктуациях магнитного поля Земли. Тезисы XI11 Всесоюзной конференции по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы. Киев, 1981, с.32.

40А. Кобрин М.М., Малыгин В.П., Снегирев С.Д. О влиянии предвспьипсчных пульсаций солнечного излучения на магнитосферу Земли. "Геомагнетизм и аэрономия". 1982, т.33, N 1, с. 156.

41А. Кобрин М.М., Снегирев С.Д. и др. О пульсациях рентгеновского излучения Солнца и Н-компонснта магнитного поля Земли перед мощными протонными вспышками на Солнце. В сб."Солнечная активность" Изд.АН Каз.ССР.

42А. Кобрин М.М., Жданов А.А., Снегирев С-Д-, Чариков Ю.В. Прсдвспышечные пульсации солнечного электромагнитного излучения и Н-компоненты магнитного поля Земли. IV Симпозиум КАП Г по солнечно-земной физике, Сочи, . 1984.

43А. Kobrin М.М., Malygin V.I., Snegirev S.D. Long-period pulsations of the earths magnetic field with periods more than 20 minutes before proton flares on the Sun. Plan.Spacc Sci. 1985, v.33, N1 1, p. 1251.

ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА

1. Kirk J.G., Melrose D.B., Priest E.R. Plasma Astrophysics. Saas-FeeAdvances Course 24 (Ed. A.O.Benz, T.J.-I.Courvoisier). Springer-Verlag, 1994, 324 p.

2. Solar & Heliospherical plasma physics (8th european meeting on solar physics) Final Programme & Abstracts (13 - 18 May 1996) /Thessaloniki/, Greece.

3. Benz А.О. Plasma Astrophysics. Kinetic processes in solar and stellar corona. Dordrecht/Boston/London:Kluwer Academic Publishers, 1993, 299p.

4. Radio Emission from the Stars and . the Sun. Conference. Barcelona (3-7 July 1995), Spain. Universität de Barcelona, Book of Abstract.

5. Proceedings of Eighth International Symposium on Solar Terrestrial Physics. Part I. SCOSTEP. (5-10 June 1994), Sendai, Japan,260p.

6. Солнечно-земная физика. Труды VII Симпозиума по солнечно-земной физике России и стран СНГ (под. ред. В.Н.Обридко). Троицк ИЗМИРАН, 1998, 381 с.

7. ESA Workshop on Space Weather (11-13 November 1998), Noordwijk,

The Netherlands). Final Programme and Abstract Books). ESA,ESTEK.

8. Ерухимов Л.М., Генкин Л.Г. Изв. ВУЗов "Радиофизика".

1992, T.XXXV, N11-12, с. 863.

9. International Solar Circle Studies -ISCS (1998 - 2002). SCOSTEP Meeting, August 1997, Uppsala, Finland.

10. Proceeding of Kofu Symposium (New Look at the Sun with

Emphasis on Advances Observations of Coronal Dynamics and Flares (Ed. S.Enome, T.Hirayama). Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory, Kofu, (6-10 September 1993), Japan, 437 p.

11. The 6-th Russian-Finnish symposium on radio astronomy.

Nizhny Novgorod, Russia, (13-17 September 1994). Programme&Abstracts. Institute of Applied Physics RAS, Nizhny Novgorod, 1994, 53 p.

12. Fragmented Energy Release in Sun and Stars.Conference.

Programme and Abstracts, (18-21 October), 1993, Utrecht, the Netherlands.

13. Workshop on Coronal Magnetic Energy Releases. CESRA.

Program & Abstracts. (16-20 May, 1994). Potsdam, Germany.

14. Кобрин M.M. Изучение флуктуаций солнечного радиоизлучения и возможностиполучения информации о некоторых физических процессах на Солнце. Phys. Solar-Terr., 1976, N2, с.З, Potsdam, DDR.

15. Пахомов В.В. Диссертация, к.ф.-м.н. Горький, 1980, 155 с.

16. Флейшман Г.Д., Мельников В.Ф. УФН, 1999, т. 168, с. 1265.

17. Benz А.О. Solar Phys. 1985, v.96, р.357.

18. Benz А.О. Solar Phys. 1986, v. 104, p.99.

19. Яснов Л.В. Диссертация, д.ф.-м.н. Ленинград, 1990, 459 с.

20. Каплан С. А., Пикельнер С.Б. Физика плазмы солнечной атмосферы. М.'.Наука. 1977, 256 с.

21. Григорьева В.П. АЦ, 1975, N587, с.5.

22. Beltcher J.W., Davis A.J. J.Geophys. Res. 1971, v.76, N16, p.3534.

23. Tapping K.F. et. al. Aslron. Astrophys. 1983, v.122, p.177.

24. Tapping K.F. Solar Physics, 1986, v. 104, p. 199.

25. Stahli M. and Magun A. Solar Physics. 1986, v.104, p.l 17.

26. Benz A.O. et.al. Astroph. J. 1983, v.271,p.355.

27. Богод B.M. Диссертация к.ф.-м.н. Ленинград, 1980, 188c.

28. Osterbrock D.R. Astroph.J. 1961, v. 134, N2, p.347.

29. Kaplan S.A., Pickel'ner S.B., Tsytovich V.N. Physics Reports.

1974, N1, p.15.

30. Piddington J.H. Solar Phys. 1973, v.33, N2, p.347.

31. Gaizauskas V. Solar Phys. 1989, v. 121, N1, p. 135.

32. Mein N. Astron-Astroph., 1981, v.97, N2, p.310.

33. Гинзбург В.Л. Распространение электромагнитных волн в плазме, М.'. Наука. 1967, 556 с,

34. Edmonds F.N. Astroph.J. 1966, v. 144, N7532, p.733.

35. Kobrin M.M., Pakhomov V.V., Prokofeva N.A. Solar Phys.

1976, v.50, p.l 13.

36. Altyntsev А.Т., Grechnev V.V., Zubkova G.N., et al. Astron.

Astroph. 1995, v.303,p.249.

37. Altyntsev A.T., Grechnev V.V., Konovalov S.K., et al. Astroph.

J, 1996, v.460,p.976.

38. Altyntsev A.T., Dutov A.A., Grechnev V.V., et al. Solar Phys.

1996, v.168, p.145.

39. Zlobec P. et al. Solar Phys. 1992, v. 141, p. 175.

40. Aschwanden M.J. et al. Astroph.J. 1993, v.417, p.790.

41. Лотова H.A. УФН.1968,т. 95, N2, с 292.

42. Лотова H.A. УФН.1975, т. 115, N4, с 603.

43. Лотова H.A. Итоги науки и техники. Астрономия. 1988, т.

33, с 621

44. Алексеев В.А., Алтунин В.И., Бирюков A.B., и др., Письма в

А.Ж. 1986, т. 12., N6, с.486.

45. Молчанов А.П. Изв. ГАО АН СССР. 1964, т.24, N177, с.38.

46. Гельфрейх Г.Б., Ахмедов Ш.Б., Боровик В.Н. и др. Изв.

ГАО АН СССР. 185, 1970.

47. Ихсанова В.Н. Изв. ГАО. 1958, т.21, вып.З, N162.

48. Корольков Д.В., Соболева Н.С., Гельфрейх Г.Б. Изв. ГАО

АН СССР. I960, N164, с.81.

49. Белов И.Ф., Лебедев Е.И., Пивоваров В.Ф., и др. Изв. ВУЗов

Радиофизика. 1974, T.XVII, N2, 204.

50. Гельфрейх Г.Б. АЦ. 1972, N699, с. 3.

51. Goldberg L., Noyes R.W., Parkinson W.H., et al. Science. 1968, v. 162, p. 95.

52. Дубов Э.Е., Любимков Л.С., Изв. КрАО. 1981, т.64, с.140.

53. Зайцев В.В., Степанов A.B. АЖ, 1982, т.57, с.563.

54. Яковлев О.И . Космическая радиофизика., М., Научная книга, 1998, 432с.

55. Фридман В.М., Шейнер O.A., Семенова С. В. Physica Solari

Terr. 1981, N17, p.127.

56. Пустильник Л.А., Стасюк Н.П. Астрофизические исследовапия, 1974, N6, с.55.

57. Bhonsle R.V., Degaonkar S.S., Alurkar S.K. Space Sei. Rev.

1976, v.19, p.475.

58. Фридман B.M., Шейнер O.A., Семенова С. В. и др., Препринт НИРФИ N228, 1987,29 с.

59. Житник H.A., Бейгман И.Л., Лившиц М.А., и др. В кн. Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 9. - М.: ВИНИТИ, 1974, 275 с.

СОДЕРЖАНИЕ

Общая характеристика работы.

Введение.

1. Развитие методик наблюдений и обработки экспериментальных данных.

1.1. Особенности спектрального (многочастотного) метода наблюдений в применении к исследованию флуктуации солнечного радиоизлучения.

1.2. Развитие метода разнесенного приема в задачах исследования флуктуаций солнечного радиоизлучения.

1.3. Применение методов интерферометрии для исследования быстропеременных компактных источников на Солнце и исследования особенностей структуры солнечной короны и солнечного ветра.

1.4. Особенности исследования локальных источников на Солнце во время солнечных затмений.

Выводы.

2. Результаты экспериментальных исследований явлений солнечной активности.

2.1. Квазипериодические флуктуации солнечного радиоизлучения при изучении проблемы волновых возмущений в короне Солнца.

2.2. Особенности структуры и динамики локальных источников радиоизлучения по результатам затмен-ных наблюдений.

2.3. Результаты изучения быстропеременных компактных источников солнечного радиоизлучения (спайков).

2.4. Структура солнечной короны по измерениям параметров космических радиоисточников с использованием РСДБ.

2.5. Некоторые вопросы прогнозирования солнечных вспышек радиометодами и по колебаниям Нкомпонента магнитного поля Земли.

Выводы.

Заключение.

Авторская библиография.

Цитируемая литература.