М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Довгохвильові сонячні радіосплески як індикатори активних процесів на сонці - страница 1

Страницы:
1  2 

ISSN 1024-588X. Вісник Львівського ун-ту. Серія фізична. 2011. Випуск 46. С. 105-112 Visnyk of the Lviv University. Series Physics. 2011. Issue 46. P. 105-112

УДК 523.98 PACS 95.85 Bh

ДОВГОХВИЛЬОВІ СОНЯЧНІ РАДІОСПЛЕСКИ ЯК ІНДИКАТОРИ АКТИВНИХ ПРОЦЕСІВ НА СОНЦІ

М. Ковальчук1, М. Стоділка1, М. Гірняк1, В. Кошовий2, О. Івантишин2, А. Лозинський2

1 Астрономічна обсерваторія ЛНУ імені Івана Франка вул. Кирила і Мефодія, 8, 79005 Львів, Україна e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua

2 Фізико-механічний інститут ім. Г. В. Карпенка ПА IIУ вул. Наукова, 5, 79601 Львів, Україна

У дослідженні комплексу явищ, що відбуваються на Сонці, ми надали ува­гу зв'язку між довгохвильовим > їм) радіовипромінюванням Сонця та сонячною активністю в оптичному діапазоні. Використано матеріали спостережень, що належать вітці максимуму 22-го циклу сонячної актив­ності. Для досліджень застосовано метод лінійного регресивного аналізу. Аналіз даних розрахунків показав, що розподіл ймовірності появи довго­хвильових сплесків радіовипромінювання залежить від площі спалаху за експоненціальним законом; максимум кількості спалахів, що супроводжу­ються декаметровими радіосплесками, переважно припадає на центральну частину диску, а на коротких хвилях цей "ефект направленості" практично відсутній.

Ключові слова: радіовипромінювання Сонця, сонячна активність, ста­тистичні методи.

Радіовипромінювання активного Сонця, особливо на довгих хвилях, характе­ризується великою різноманітністю явищ, які є складовими сонячної активності. Це радіовипромінювання дуже неоднорідне, воно складається з декількох компо­нент, що відрізняються величиною інтенсивності, характером поляризації, про­філем направленості, а головне, своїм динамічним спектром, тобто залежністю частотного спектра від часу. Ця залежність полягає в умовному розділенні випро­мінювання на дві складові — на випромінювання підвищеного рівня з характер­ним часом зміни порядку годин, днів і місяців та на сплески з часом життя, що визначається хвилинами і секундами. Вигляд частотного спектра і його поведінка в часі дають важливу інформацію про механізм генерації радіовипромінювання.

© Ковальчук М., Стоділка М., Гірняк М. та ін., 2011

Початок класифікації радіовипромінювання за характером динамічних спе­ктрів був покладений Уайльдом і Мак-Кріді [1]. Вони розділили сплески в ме­тровому діапазоні на три типи. У даний час до сплесків I, II і III типів додані ще дві складові IV і V типів. Разом із згаданим раніше підвищеним радіовипро­мінюванням, зв'язаним із сонячними плямами, ці п'ять компонент становлять основну групу явищ, що спостерігаються в метровому діапазоні. Спостережувані дані свідчать про те, що довгі радіохвилі є найкращими індикаторами сонячних активних процесів.

При дослідженні комплексу явищ, що відбуваються на Сонці, ми приділили

А

ванням Сонця і сонячною активністю в оптичному діапазоні. У зв'язку з цим вважаємо корисним викласти результати зіставлення даних по сплесках радіови-

АА нах хвиль з параметрами хромосферних спалахів.

Спостережуваний матеріал стосовно спалахів в оптичному діапазоні в лінії Ha отримано нами на хромосферно-фотосферному телескопі АФР-2 Астрономіч­ної обсерваторії Львівського національного університету імені Івана Франка і доповнено даними з мережі INTERNET [2]. Частина даних радіоспостережень на декаметрових хвилях (частота к 8 32 МГц) отримана працівниками Фізико-механічного інституту імені Г. В. Карпенка ПАН України на радіотелескопі "УРАН-3"; решту матеріалу (на метрових хвилях частота < 400 МГц) ми запози­чили із бази даних про сплески радіовипромінювання, що є у вільному доступі в мережі INTERNET |3|.

Використано матеріали спостережень, що належать до вітки максимуму 22-го циклу сонячної активності.

Загальна кількість зареєстрованих за цей час спалахів становить 1844, спле­сків у метровому і декаметровому діапазонах — 6960. Більшість сплесків (біля 85 %) у цих діапазонах — це поодинокі викиди тривалістю 1-5 хв.

Для дослідження зв'язку між радіовипромінюванням Сонця в метровому і декаметровому діапазонах довжин хвиль із хромосферними спалахами застосо­ваний лінійний регресивний аналіз [4]. Вважається, що найпростішою формою зв'язку між кількома параметрами є зв'язок, при якому один з параметрів із до­статньою точністю представляється як деяка функція решти параметрів. У цьому випадку задача аналізу матриці даних може вважатися задачею виявлення тої конкретної функціональної залежності, яка найкраще описує спостережуваний матеріал.

Позначимо параметр, який виражений як функція всіх решти параметрів, через у. Тоді задача полягає в аналізі співвідношення

у = f (x1,...xn) + І, (ї)

де Xі, x2 ... xn — решта параметрів, a f — невідома функція, яку треба визна­чити на основі інформації, що містяться в матриці даних, а І деяка похибка. У цьому співвідношенні функція f (x1, ... xn) у відповідності з загальним характером задачі повинна підбиратися так, щоб похибка І була мінімальною абохоча б досить малою. Якщо вибрати клас лінійних функцій, то співвідношення (1) перепишемо у вигляді:

п

у = ajxj + £. (2)

j=i

У цьому випадку задача вибору функції зводиться до задачі вибору досі не­відомих коефіцієнтів ai, ... an. Це векторне рівняння, що містить N скаляр­них рівнянь відносно n невідомих коефіцієнтів a1..a^ N компонент похибки £ = {£1: ...£N}■ Щ рівняння мають вигляд:

п

Уі = 12 ajxij + £і,    i = 1, N, (3)

j=i

де N — число об'єктів у матриці даних, уі — иіа'кчіпя. які- приймає параметр у на

ii

у

Безпосередньо рівняння лінійної регресії (2) однозначно розв'язати не можна, оскільки воно містить всього N скалярних рівнянь і n+N невідомих (n невідомих коефіцієнтів і N значень похибки £ = {£1: ...£N})■

Тому для розв'язку цього рівняння повинні бути залучені додаткові мірку­вання. У даному випадку може бути залучено міркування про вибір таких ко­ефіцієнтів a1,...an, які забезпечують мінімальну похибку. Ми мінімізуватимемо вибіркову дисперсію похибки £:

- 1 N

$2(£) = nJ2 £2 = min. (4)

Коефіцієнти a1, ...an знаходять шляхом розв'язку системи рівнянь (3) за до­датковою умовою (4).

Виразимо з рівняння (3) величини £2 і підставимо їх у рівняння (4):

1   N 1   N п

n!2 £і = -^12(у -12 aj xij)2 = min. (5)

і=1 і=1 j = 1

Отже, визначення коефіцієнтів a1, ...ап полягає у тому, щоб забезпечити без­умовний мінімум виразу

1

W = n12 і -12 aj xij)2.

і=1 j=1

Цей мінімум легко знаходиться прирівнюванням до нуля всіх частинних по­хідних цього виразу:

oar = - n12 1 -12 aj )xik = 0, (6)

і=1 j=1або

п

Py,xk ajPxjxk = 0 = 1,n.

j = l

Отже, отримуємо n рівнянь відносно n невідомих аі, ...ап.

Введемо такі позначення: набір аі, ...ап позначимо вектором а = {а1, ...ап], сукупність коефіцієнтів кореляції виду pyxk — вектор ом ry = {pyxi, ...~pyxn}, а матрицю коефіцієнтів кореляції виду {pxjxk} — матрицею R. У цих позначеннях система рівнянь (6) записується як одне векторне рівняння:

Ra = ry, (7)

яке має розв'язок і при цьому єдиний:

а = R-1ry. (8)

а, ry

значення) і нормуємо (тобто приводимо до одиничної дисперсії).

Наявність обширного спостережуваного матеріалу, що був у нашому розпоря­дженні, вимагає обов'язкового проведення його попередньої класифікації, тобто розділення цього розмаїття даних по якихось чітко виражених ознаках. Тому, для початку, всі радіосплески були розділені на дві групи. У І групу ввійшли ті сплески, які співпали по часу (в межах ±15 хв) з присутністю на Сонці хромо­сферних спалахів. У II групу були включені ті сплески, коли хромосферні спала­хи не спостерігались. Критерій розділення, як видно, вибраний дещо умовно. За параметри хромосферних спалахів брались: часи початку, максимуму інтенсив­ності і кінця спалаху, його бал, площа і геліографічна довгота. Питання про те, які параметри несуть найбільш корисну інформацію зовсім не очевидне і вимагає спеціального розгляду. Тому наступним кроком було застосування лінійного ре­гресивного аналізу, після чого були вибрані найбільш інформативні параметри. Ними виявились: миттєве значення максимального потоку радіосплеску в оди­ницях 10-22Вт и-2 - Гц-1, площа спалаху в максимумі яскравості в мільйонних долях диску та найбільша яскравість у відносних одиницях (по відношенню до яскравості незбуреної хромосфери). Дані центровані і нормовані на середньоква-дратичні відхилення. Додатковим параметром досліджень було місцезнаходже­ння спалаху відносно центрального меридіану (геліографічна довгота). Тому ми намагалися знайти "ефект направленості" радіовипромінювання, підраховуючи реєстрації їх сплесків на різних довготах від центрального меридіану. В межах тих статистичних даних, які були в нашому розпорядженні нами було знайдене цілком певне співвідношення між імовірністю появи сплесків радіовипромінюван­ня на декаметрових хвилях і площею спалаху в максимумі яскравості. Імовірність появи сплесків \¥дК визначалась як відношення числа хромосферних спалахів,

И/дк -, 1,0­0,8­0,6­0,4-

0,2-

0,0-і-,-1-,-1-,-1-,-1-,-1-,

0 2 4 6 8 10S*100M.fl.fl.

Рис. 1. Імовірність появи сплесків декаметрового радіовипромінювання як функція площі спалахів

що супроводжуються радіовипромінюванням у декаметровому діапазоні, до за­гального числа усіх спалахів (рис. 1). Аналогічно визначалась імовірність появи сплесків Wu у метровому діапазоні — як відношення числа хромосферних спала­хів, що супроводжуються метровим радіовипромінюванням, до загального числа усіх спалахів (рис. 2).

Страницы:
1  2 


Похожие статьи

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Вплив параметрів поглинаючого середовища в плямах і поза ними на фраунгоферові лінії у спектрі сонця

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Довгохвильові сонячні радіосплески як індикатори активних процесів на сонці

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Дослідження фізичних умов у сонячних корональних дірах по лініях водню попередні результати

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Дослідження хромосферної сітки як горизонтальної неоднорідності реальної хромосфери сонця