Keywords: network of GPS receivers, positioning errors
Поступила «____»______________2014 г.
УДК 523.985
А .Ф. ЯКОВЕЦ, О. Г. ГОНТАРЕВ, Ю. Н. ЛЕВИН
(ДТОО «Институт ионосферы» АО «Национальный центр космических исследований и технологий», Алматы)
ОПРЕДЕЛЕНИЕ СКОРОСТИ ДВИЖЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ
показывает падение электронной плотности плазмы при распространении СМЕ на большие высоты. Поэтому регистрация всплесков второго типа является ценным инструментом для измерения скорости ударной волны, равной скорости СМЕ. Следует упомянуть о некоторых особенностях метода, которые надо иметь в виду при анализе данных наблюдений [8]. Во-первых, в частотную полосу спектрографа может не попасть основная или вторая гармоника всплеска. Во- вторых, наблюдения показывают преобладание основной или второй гармоники всплеска [6]. И, в третьих, как основная частота, так и вторая гармоника могут испытывать частотное расщепление [6, 9, 10]. После вычисления электронной плотности из основной плазменной частоты следует найти высоту над поверхностью Солнца, соответствующую источнику эмиссии. Это осущест- вляется на основе существующих моделей высотного распределения плотности плазмы [8].
Наиболее широко при нахождении скоростей СМЕ радиометодом используется гибридная модель [10], составленная с использованием других моделей.
Для удобства расчетов скоростей СМЕ из спектров всплесков II типа в работе [4] приведена таблица, в которой даны высотные распределении электронной плотности для различных моделей.
Различные модели дают высотное распределение плотности корональной массы, начиная с различных высот над поверхностью Солнца. Заметим, что гибридная модель начинается с высоты, соответствующей плазменной частоте 300 МГц, являющейся предельной для большей части спектров всплесков II типа.
Чтобы получить оценки скорости СМЕ из наблюдений радиовсплесков, следует иметь ввиду, что всплески II типа представляют радиоизлучение, сгенерированное ускоренными электронами ударной волны, расположенной перед передним фронтом СМЕ. На дециметровых волнах обще-принятый метод для определения скорости СМЕ основан на измерении скорости частотного дрейфа и использовании модели высотного распределения плотности плазмы в короне. Если мы продифференцируем выражение для плазменной частоты, связанной с плотностью плазмы (n) выражением
fp = 9×10-3 n0.5 MHz , (1) мы получим выражение для определения скорости СМЕ (v).
df/dt = (df/dh)(dh/dt) = (v/2)ּfּn-1(dn/dh) (2) H = ((1/n)dn/dh)-1 (3) v = 2H(1/f) df/dt (4) где H представляет шкалу высот солнечной атмосферы.
Шкала высот (H) и скорость СМЕ (v) выражаются в км и км/с соответственно, наблюдаемая радиочастота – в МГц и измеряемый частотный дрейф (df/dt) – в МГц/с.
Рисунок 1 – Динамический спектр всплеска II типа, зарегистрированный 13 июня 2010 г.
на радиоспектрографе CALLISTO
Рассчитаем скорость СМЕ, наблюденную 13 июня 2010г., используя записи радиовсплеска, полученного на радиоспектрографе CALLISTO ( рис. 1). Из рисунка видно, что всплеск начался в 05:40 UT на основной частоте f ≈ 80 МГц и второй гармонике f ≈ 160 МГц. При этом интенсивность второй гармоники значительно превосходит интенсивность первой, и вторая гармоника испытывает расщепление.
Используя гибридную модель солнечной атмосферы и скорость дрейфа частоты всплеска, нами были оценены скорость СМЕ по следу на спектрограмме для основной частоты. Заметим, что след заканчивается в 05:44 UT, тогда как след второй гармоники оканчивается в 05:48 UT. Время окон- чания регистрации той и другой гармоники определено полосой частот, анализируемой спектро- графом CALLISTO (его нижняя частота - 40 МГц) и, конечно, оно не означает время окончания радиовсплеска. Радиочастота всплеска может дрейфовать до очень низких частот (КГц), по мере распространения СМЕ в область низких плотностей короны. Производная основной частоты по времени составила df/dt ≈ 0.17 МГц/с и шкала высот, рассчитанная из выражения (3) для плазменной частоты 70 МГц, соответствующей h ≈ 1.45 Rs согласно гибридной модели, составила H≈ 158000 км.
Далее, используя выражение (4), мы получили скорость СМЕ, равную 760 км/с, примерно в полтора раза превышающую скорость, полученную усреднением многих СМЕ.
Рисунок 2 – Динамический спектр всплеска II типа, зарегистрированный 08 января 2014 г.
На рисунке 2 показан динамический спектр всплеска II типа, наблюденного 08 января 2014 г.
Наблюдалось расщепление основной гармоники, которая началась в 03:47 UT на частоте f ≈ 230 МГц и закончилась в 03:52 UT на частоте ≈ 110 МГц. Производная основной частоты по времени составила df/dt ≈ 0.40 МГц/с и шкала высот, рассчитанная из выражения (3) для плазменной частоты 170 МГц, соответствующей h ≈ 1.17 Rs согласно гибридной модели, составила H= 88000 км. Среднее значение скорости, полученное согласно выражений (1-3), дает значение v ≈ 415 км/с.
Таким образом, в работе изложен метод измерения скорости корональных выбросов масс (СМЕ), основанный на спектрографических наблюдениях всплесков солнечного радиоизлучения II типа (с основной частотой медленно дрейфующей в сторону низких частот), образующихся ударной волной, генерируемой СМЕ. Для двух всплесков, зарегистрированных в 24 цикле солнечной активности на радиоспектрографе CALLISTO, проведена оценка скорости корональных выбросов масс с использованием стандартной модели высотной зависимости плотности коро- нальной плазмы.
Работа выполнена по РБП 002 «Прикладные научные исследования в области космической деятельности» в рамках темы «Исследование особенностей структуры и динамики магнитосферы, ионосферы и вариаций космических лучей».
ЛИТЕРАТУРА 1 Michalek, G., Gopalswamy, N. Yashiro, S.: 2003, Astrophys. J., 584, 472.
2 Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G., St. Cyr, O.C., Plunkett, S.P., Rich, N.B., Howard, R.A.: 2004, J. Geophys.
Res., 109, A07105.
3 Kim, R.-S., Cho, K.-S., Moon, Y.-J., Kim, Y.-H., Yi, Y., Dryer, M., Bong, S-C., Park, Y-D.: 2005, J. Geophys. Res., 110, A11104.
4 Pohjolainen S., van Driel-Gesztelyi L., Culhane J.L., Manoharan P.K., and Elliott H.A.: CME propagation characteristics from radio observations. Solar Physics (Topical Issue), Vol. 244, 2007. – Р. 167-188.
5 Nat Gopalswamy. Solar Radio Bursts and Space Weather. ISWI workshop, Quito, Ecuador, October 8, 2012.
6 Vršnak, B., Aurass, H., Magdalenič, J., Gopalswamy, N.: 2001, Astron. Astrophys., 377, 321.
7 Cairns, I.H., Knock, S.A., Robinson, P.A., Kuncic, Z.: 2003, Space Sci Rev. 107, 27.
8 Robinson, R.D.: 1985, Solar Phys., 95, 343.
9 Vršnak, B., Magdalenič, J., Aurass, H., Mann, G.: 2002, Astron. Astrophys., 396, 673.
10 Vršnak, B., Magdalenič, J., Zlobeč, P.: 2004, Astron. Astrophys., 413, 753.
REFERENCES 1 Michalek, G., Gopalswamy, N. Yashiro, S.: 2003, Astrophys. J., 584, 472.
2 Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G., St. Cyr, O.C., Plunkett, S.P., Rich, N.B., Howard, R.A.: 2004, J. Geophys.
Res., 109, A07105.
3 Kim, R.-S., Cho, K.-S., Moon, Y.-J., Kim, Y.-H., Yi, Y., Dryer, M., Bong, S-C., Park, Y-D.: 2005, J. Geophys. Res., 110, A11104.
4 Pohjolainen S., van Driel-Gesztelyi L., Culhane J.L., Manoharan P.K., and Elliott H.A.: CME propagation characteristics from radio observations. Solar Physics (Topical Issue), Vol. 244, 2007. – Р. 167-188.
5 Nat Gopalswamy. Solar Radio Bursts and Space Weather. ISWI workshop, Quito, Ecuador, October 8, 2012.
6 Vršnak, B., Aurass, H., Magdalenič, J., Gopalswamy, N.: 2001, Astron. Astrophys., 377, 321.
7 Cairns, I.H., Knock, S.A., Robinson, P.A., Kuncic, Z.: 2003, Space Sci Rev. 107, 27.
8 Robinson, R.D.: 1985, Solar Phys., 95, 343.
9 Vršnak, B., Magdalenič, J., Aurass, H., Mann, G.: 2002, Astron. Astrophys., 396, 673.
10 Vršnak, B., Magdalenič, J., Zlobeč, P.: 2004, Astron. Astrophys., 413, 753.
Резюме
А. Ф. Яковцев, О. Г. Гонтарев, Ю. Н. Левин («Ионосфера институты» ЕЖШС «Ұлтық ғарыштық зерттеулер
мен технологиялар орталығы» АО, Алматы қ-сы)
II ТҮРДIҢ РАДИОСӘУЛЕЛЕНУ ШОЛПТАРЫНЫҢ ПАРАМЕТРЛЕРI БОЙЫНША МАССАЛАРДЫҢ КОРОНАЛДЫҚ АТҚУЛАРЫНЫҢ
ҚОЗҒАЛЫС ЖЫЛДАМДЫҒЫН АНЫҚТАУ
II түрдiң күн радиосәулеленуі (негiзгi жиiлiкпен төмен жиiлiк жаққа ақырын дрейф ететін) шолптарының спектрографиялық бақылауларына негiзделген, СМЕ өндiретiн қиратушы толқынмен құралатын, масса- лардың короналдық шығаруларының (СМЕ) жылдамдығын өлшеу әдiсi сипатталған. Күн белсендiлiгi 24 циклде, Ионосфера институтының “Орбита” радиополигонында орнатылған CALLISTO радиоспектрографта тiркеулi екi шолптар үшiн, короналдық плазманың тығыздығы биіктік тәуелдiлiгiнің стандартты моделін қолданумен массалардың короналдық шығаруларының жылдамдық бағалауы өткiзiлген. Геомагниттiк дауылдар мен субдауылдар генерациясына, сонымен бірге ғарыштық аппараттардың бортында электро- никаны зақымдауға қабiлеттi магнитосферадағы элементарлық бөлшектiң жеделдетуiне келтiретiн геоэффективті массалардың короналдық шығаруларының Жерге келуін болжау үшiн жұмыстың нәтижелерi қосымшаға ие болуы мүмкін.
Тірек сөздер: массалардың короналдық шығарулары, Күн радиосәулеленуі шолптары.
Summary
A. F. Yakovets, O. G. Gontarev, Yu. N. Levin
(Institute of Ionosphere, National Center for Space Research and Technology, Almaty) CORONAL MASS EJECTION SPEED DERIVED FROM
PARAMETERS OF TYPE II SOLAR RADIO BURSTS
We disclose a method for measuring the speed of coronal mass ejections (CMEs), based on spectrographic observations of type II solar radio bursts (fundamental frequency slowly drifts towards lower frequencies ) generated by the shock wave originated from the CME. Two bursts recorded in the 24-th cycle of solar activity on the radio spectrograph CALLISTO installed on radiopoligone "Orbit" are analyzed. An estimation of coronal mass ejection speed using the standard model of the altitude dependence of the coronal plasma density is carried out.
Keywords: coronal mass ejection, bursts of solar radio emission.
Поступила «____»______________2014 г.
УДК 530.1 (075.8)
В. М. СОМСИКОВ, А. Б. АНДРЕЕВ
(ДТОО «Институт ионосферы» АО «Национальный центр космических исследований и технологий», г. Алматы)