Astronomiya

250 GHz-də istilik radiasiyasını ölçən bir IRAM peyki varmı, yoxsa bu yerüstü bir cihaz idi?

250 GHz-də istilik radiasiyasını ölçən bir IRAM peyki varmı, yoxsa bu yerüstü bir cihaz idi?

Təbiət Araşdırması Məktubunda bir gizlilikdən (həmçinin burada və burada) cırtdan planet Eris üçün Plutona bənzər bir radius və yüksək bir albedo deyilir:

İndi Erisin səthindəki istiliyi yeni nəticələr işığında yenidən qiymətləndiririk. Spitzer tərəfindən ölçülər22 və İRAM11 peyklər T-nin ortalama parlaqlıq temperaturlarını nəzərdə tuturb= 30 ± 1,2 K və Tb= 70 və 1200 mm-də müvafiq olaraq 38 ± 7.5 K.

  • 11Bertoldi, F.F.Altenhoff, W.Weiss, A., Menten, K.M. & Thum, C.Tetrans-neptunya obyekti UB313 Plutondan daha böyükdür. Təbiət 439, 563-564 (2006).

  • 22Stansberry, J. et al. Neptundan kənarda olan Günəş Sistemində (eds Barucci, M. A., Boehnhardt, H., Cruikshank, D. P. & Morbidelli, A.) 161-179 (Univ. Arizona Press, 2008).

Referans 11-in Şəkil 1-in başlığında (Bertoldi et al. 2006) deyilir:

117 elementli MAMBO-2 kamerası, 250 GHz termal radiasiya üçün effektiv bir tezliyə, 80 GHz (210-290 GHz) yarım güc bant genişliyinə və 10.7 arsec şüa ölçüsünə (məsafədə 760.000 km-ə uyğun gəlir) malikdir. 96 AU).

və məncə buna aiddir

Sual: Sözün istifadəsidir peyklər "Spitzer tərəfindən ölçülər" də22 və İRAM11 peyklər ... "doğrudur, yoxsa sonuncusu yerüstü ölçülərə aiddir?


Bertoldi və digərlərinin təbiət kağızı. (2006) deyir:

Milimetr müşahidələrimiz İspaniyanın Pico Veleta şəhərindəki IRAM 30 m teleskopunda Max-Planck Millimeter Bolometer (MAMBO-2) sıra detektoru ilə aparılmışdır.

Bu, İspaniyanın Sierra Nevada dağlarında 2850 m məsafədə yeraltı bir teleskopdur ki, mümkün qədər çökmə ehtimalı olan su buxarından yuxarıya çıxsın və bu, alt mm müşahidələrə çox böyük təsir göstərir. Veb saytı burada

Spitzer və sələfi olan IRAS missiyasına müraciət etmək adi bir şey olduğundan uzaq infraqırmızı müşahidələri müzakirə edərkən müəlliflərin "İRAM" yazdığına, "İRAS (peyk)" düşündüyünə və yayımlanmadan əvvəl tutulmayan sadə bir səhv yazmasına şübhə edirəm. .


Saxta ev tapşırığı sübutu ?: Bir elementin şəkli eyni sıraya sahibdir.

$ Phi: G rightarrow G '$ qrupu homomorfizmi verildikdə, $ g in G $ əmri $ k $ olduğu halda $ phi (g) $ da olur.

Bunun asan bir əks nümunəsi ilə intuitiv olaraq yalan olduğunu düşünürəm: G $ -dakı bütün $ x üçün cüzi homomorfizm $ phi (x) = 1 $. İntuitiv olaraq bir elementin qorunması üçün bir izomorfizmə ehtiyacınız var, elədir?


Mündəricat

Radio dalğaları elektromaqnit spektrində dalğa uzunluqları infraqırmızı işığdan daha uzun olan bir elektromaqnit şüalanma növüdür. Radio dalğaları 300 [Gigahertz] GHz-dən 3 [Kilohertz] kHz-ə qədər olan tezliklərə və müvafiq olaraq 1 millimetrdən 100 kilometrə qədər olan dalğa uzunluqlarına malikdir.

Radar tezlik diapazonları
Qrupun adı Tezlik diapazonu Dalğa boyu aralığı Qeydlər
HF 3-30 MHz 10-100 m Sahil radar sistemləri, üfüqi radar (OTH) radarları 'yüksək tezlikli'
VHF 30-300 MHz 1-10 m Çox uzun məsafəli, yerə nüfuz edən 'çox yüksək tezlik'
P & lt 300 MHz & gt 1 m 'Əvvəlki' üçün 'P', retrospektiv olaraq erkən radar sistemlərinə tətbiq olunur HF + VHF
UHF 300-1000 MHz 0.3-1 m Çox uzun mənzilli (məsələn, ballistik raketin erkən xəbərdarlığı), yerə nüfuz edən, yeşillik nüfuz edən 'ultra yüksək tezlik'
L 1-2 GHz 15-30 sm Uzun mənzilli hava trafikinə nəzarət və 'uzun' nəzarət
S 2-4 GHz 7.5-15 sm Orta səviyyəli nəzarət, Terminal hava trafikinə nəzarət, uzun mənzilli hava, 'qısa' üçün dəniz radarı
C 4-8 GHz 3.75-7.5 sm Peyk, X və S bantları arasında uzun məsafəli izləmə havası arasında bir uzlaşma (buna görə 'C') verir
X 8-12 GHz 2.5-3.75 sm ABŞ-da raket rəhbərliyi, dəniz radarları, hava şəraiti, orta qətnamə xəritəsi və yerüstü nəzarət 10,525 GHz ± 25 MHz aralığında hava limanı radarlarının qısa mənzilli izlənməsi üçün istifadə olunur. WW2 zamanı tezlik bir sirr olduğu üçün X band adını aldı.
Ksən 12-18 GHz 1.67-2.5 sm Peyk transponderləri üçün də istifadə olunan yüksək qətnamə, K bant altında tezlik (bu səbəbdən 'u')
K 18-24 GHz 1.11-1.67 sm Alman dilindən kurz, su buxarının udması səbəbindən 'qısa' məhdud istifadə mənasını verir, buna görə Ksən və Ka nəzarət üçün əvəzinə istifadə edilmişdir. K bandı meteoroloqlar tərəfindən buludları aşkarlamaq üçün və polis sürətlə hərəkət edən sürücüləri aşkar etmək üçün istifadə olunur. K-bandlı radar silahları 24.150 ± 0.100 GHz-də işləyir.
Ka 24-40 GHz 0,75-1,11 sm Xəritəçəkmə, qısa mənzilli hava limanında nəzarət tezliyi K bandının üstündə (bu səbəbdən 'a') Qırmızı işıqda işləyən avtomobillərin nömrələrinin şəkillərini çəkən kameraları tetiklemek üçün istifadə olunan foto radar, 34.300 ± 0.100 GHz-də işləyir.
mm 40-300 GHz 1.0-7.5 mm Milimetr zolağı, aşağıdakı kimi bölünür. Tezlik aralıkları dalğa bələdçisinin ölçüsündən asılıdır. Fərqli qruplar tərəfindən bu lentlərə çoxlu məktublar verilir. Bunlar test avadanlığı istehsal edən, artıq fəaliyyətdən çıxmış bir şirkət olan Baytron-dan.
V 40-75 GHz 4.0-7.5 mm 60 GHz-də əks-səda verən atmosfer oksigeni tərəfindən çox güclü şəkildə əmilir.
W 75-110 GHz 2.7-4.0 mm Eksperimental avtonom nəqliyyat vasitələri, yüksək qətnamə meteoroloji müşahidə və görüntüləmə üçün vizual sensor kimi istifadə olunur.

"Radar dalğaları səthə nüfuz edir və onları ciddi dərəcədə zəiflətməyən və səpələməyən materiallardan keçir. Yansıtmalar dielektrik ziddiyyətlər olan interfeyslərdən yaranır. [Dayaz radar] SHARAD həm şimalda, həm də cənubda ∼2 km qalınlığında qütb laylı çöküntülərə nüfuz etmişdir. , bir çox daxili reflektorları aşkar etmək (17, 18) .ŞARAD-ın anten naxışı geniş olduğu üçün möhkəm ərazilərdə suborbital nöqtədən bir neçə on kilometr məsafədə səth əks olunması ilə nəticələnən kiçik hədəflər daha çətin ola bilər, hamar, düz sahələr.Bu qeyri-adi əks-sədalar yeraltı interfeyslərdən yarananlara bənzər gecikmələrdə görünə bilər, buna görə də bu səthdəki qarışıqlığı yeraltı əks-səda kimi səhv yozmamaq üçün addımlar tələb olunur. -300 m-ə qədər, yol boyunca olan qarışıqlığı xeyli azaldaraq səth və yeraltı xüsusiyyətlərini cəmləşdirərək səthin məlum topoqrafiyasından və radar həndəsindən istifadə etdik. ry səthi əks-səda ilə birlikdə cross-track dağınıqlığı modelləşdirmək üçün. ]. Radar səsləndirmə məlumatlarının bu sintetik səth yankıları ilə müqayisəsi və görüntülərdə mümkün səth yankı mənbələrinin araşdırılması (19) bütün hallarda həyata keçirilmişdir [. ] belə bir prosedur yüksək relyefli mühitlərdə radar səsləndirmə məlumatlarının şərhinin zəruri bir hissəsidir. "[2]

Mars Kəşfiyyat Orbiteri (MRO) üzərindəki "Dayaz Radar (SHARAD) (15), 90-dan çox LDA kompleksinin olduğu [sağdakı ilk şəkil] Hellas təsir hövzəsinin şərq kənarındakı massivləri əhatə edən bir neçə LDA-nın daxili quruluşunu araşdırmaq üçün yamac dik topoqrafiya (2, 6, 16). Tədqiq etdiyimiz ən cənub LDA (LDA-2, [yuxarı sağdakı şəkil]) birləşərək ∼170 boyunca bir massivdən xaricə 20 km-dən çox uzanan davamlı bir çöküntü əmələ gətirmək üçün birləşdi. kənarlarının km. "[2]

"Şərq Hellas bölgəsindəki [.] Çoxsaylı [lobate zibil önlükləri] LDA'ları keçdiyi SHARAD orbiti 6830-dan alınan radar məlumatlarının araşdırılması göstərir ki, süni səth əks-sədaları ilə uyğun olmayan tək radar əksləri kosmik gəminin hər LDA üzərindən keçdiyi yerdə meydana gəlir [.] , bu əks-səda, LDA-lərin içərisindən və ya altından yaranan kimi şərh edilir.Bir halda (LDA-2A), səthin qarışıqlığı LDA-nın terminalı yaxınlığında proqnozlaşdırılır və burada yeraltı reflektorun hissələrini qaranlıqda aydın şəkildə altına doğru uzanır. LDA-LA-2A və LDA-2B [sağ altdakı şəkil] ən qalın çöküntülərin altında ən azı bir incə (-70 m su-buz tərkibi qəbul edilərək), fərqli bir çöküntü olduğunu göstərən çoxsaylı, bir-birinə yaxın yeraltı yansıtıcılara dəlil göstərir. (800 m-ə qədər). " [2]

Def. Günəş sistemindəki planet cisimlərinin səthlərini xəritələşdirmək üçün radardan istifadə edən astronomiya şöbəsinə deyilir radar astronomiyası.

Def. radio dalğa boyları üzərində yansıtıcı və müşahidə astronomiyası deyilir radar astronomiyası.

Sağda saatlıq radar görüntülərindən ibarət bir kompozisiya var. Bu külək əsənlər orta hesabla qiymətləndirildi

75 mil / saat təxminən 450 mil. Buna Derecho hadisəsi deyilir.

Optik astronomiya ilə optik müşahidələr göydə bir cismin göründüyü yeri çox dəqiq ölçür, ancaq məsafəni qətiliklə dəqiq ölçə bilmir.

Sağda, Kvil peyk radar görüntüsü, daşqın olan Eel çayının axın axını zibil sahəsinin boz rəngində göstərilmişdir.

"Rəngli məzmun USGS-dən əldə edilmiş baza xəritəsidir. Boz örtük, Kaliforniyanın Eel çayının 1964-cü il dekabrında baş vermiş daşqın zamanı hazırlanan" Quill "peyk radar görüntüsündən əldə edilmişdir. Xəritənin üst üstə qoyulmasının dəqiq qeydiyyatı axının əla uyğunluğu ilə nümayiş olunur. -Valley hər birində xüsusiyyətlər. [3]

Sağda, Filchner-Ronne buz şelfinə axan buz axınlarının bir radar şəkli var. Annotasiyalarda Rutford buz axını təsvir edilmişdir.

Sağda, Ellesmere Adasındakı Alfred Ernest Buz Şelfinin ERS-1 peyki tərəfindən çəkilmiş bir radar şəkli var.

"Kiçik bir ada Kraliça Maud Torpağındakı buz şelfinin davamlı axmasına mane olur - bu [sağda] görüntünün sol alt hissəsindəki yüngül sahədir. 2010-cu ilin sentyabrından qopana qədər Iceberg A 62 buz bağladı. Yalnız 800 metr genişlikdə bir körpünün yanında Fimbul Buz Rəfi.Toplamaya qədər körpünün müxtəlif tərəflərindən buzda iki çat bir-birinə yaxınlaşdı.Radar peyki TerraSAR-X tərəfindən uzun müddət ötürülən görüntülər araştırmacılar, aysberqlərin necə doğduğunu daha yaxşı başa düşmək üçün. " [4]

Sağda, Kanadanın Nunavut, Devon Adasındakı Haughton təsir kraterinin sintetik apertura radar görüntüsü.

Solda, Boliviyada təsdiqlənməmiş zərbə krateri olan Iturralde Kraterinin Servis Radar Topoqrafiya Missiyası məlumatlarından topoqrafik xəritə var.

"Bu rəqəm Kaliforniyadakı Lost Hills neft yatağı üzərində sürətlə yeraltı çökmə xəritəsini əks etdirən dörd fərqli il arasındakı interferogramların müqayisəsini göstərir. Lost Hills, San Joaquin Vadisində Bakersfield-dən 60 km (40 mil) şimal-qərbdə yerləşir. Neft yatağı təxminən 1,5 km (1 mil) eni və 6 km (3,5 mil) uzunluğunda. " [5]

"Hər bir interferoqram səth deformasiyasını və ya iki şəkil üçün məlumatların götürüldüyü müddət ərzində baş verə biləcək dəyişiklikləri ölçmək üçün birləşdirilmiş sintetik diyafram radarının çəkdiyi cüt cüt şəkillərdən istifadə edərək yaradıldı. Görüntülər Avropa Kosmik Agentliyi tərəfindən toplandı Uzaqdan Algılama peykləri (ERS-1 və ERS-2) hər ilin iki ayında (1995, 1996, 1998 və 1999) göstərildi və görünən səth deformasiyasının və ya dəyişikliklərinin bu görüntü xəritələrini hazırlamaq üçün birləşdirildi. " [5]

"Dəyişiklikləri, ilk növbədə səthin şaquli çökməsini göstərən interferometrik ölçmələr rəngsiz rəngdə, hərəkəti göstərməyən bənövşəyi və sürətli çökməyi göstərən ən qırmızı rəngdə göstərilir. Ağ bölgələr, radar ölçmələrinin əldə edilə bilmədiyi yerlərdir, əsasən kənd təsərrüfatında. Bitki böyüməsinin və ya sürülməsinin səthin radar xüsusiyyətlərini dəyişdirdiyi neft sahələri ətrafındakı sahələr. " [5]

"Bu radar məlumatları, 1995 və 1996-cı illərdə neft yatağının hissələrinin ayda 3 santimetrdən (1,2 düym) çox qeyri-adi dərəcədə sürətlə azaldığını göstərir. Həm də neft yatağının orta hissəsində yer çökmə sürətinin azaldığını göstərir. 1995-1996 və 1998-1999 arasında şimal hissəsində artdı. " [5]

"Zəlzələ qüsurları ümumiyyətlə dağlarla ovalıq arasında olur. Kaliforniyadakı ən böyük fay olan San Andreas qırığı, eyni şəkildə çox möhkəm San Gabriel dağlarını alçaq relyefli Mojave səhrasından ayırır və bununla da yuxarı mərkəz ilə düz topoqrafik sərhəd meydana gətirir. görüntünün sağ alt küncündə.NASA-nın Shuttle Radar Topography Missiyasından (SRTM) bu perspektivli görüntünün iki versiyasını təqdim edirik: biri Dördüncü dövrlərdə aktiv olan qüsurları (ağ cizgilər) əks etdirən qrafik örtüklü və biri olmayan. fay bazası ABŞ Geoloji Xidməti tərəfindən təmin edildi. " [6]

"Burada istifadə olunan Landsat görüntüsü 4 may 2001-ci ildə, yay gündönümündən təxminən yeddi həftə əvvəl əldə edildi, buna görə də təbii ərazi kölgələməsi xüsusilə güclü deyil. Günəş işığına paralel olaraq bir baxış istiqaməti (şimal-qərb) verildiyi də xüsusilə aydın deyil. (kölgələr ümumiyyətlə dağların arxa tərəflərinə düşür). Nəticə olaraq SRTM yüksəklik modelindən alınmış topoqrafik kölgə, soldan (cənub-qərbdən) yalançı günəş işığı ilə Landsat görüntüsünə əlavə edildi.Bu sintetik kölgə topoqrafiyanın görünüşünü artırır. " [6]

"Landsat, 1972-ci ildən bəri Yerin görünən və infraqırmızı görünüşlərini təmin edir. SRTM yüksəklik məlumatları əksər Landsat şəkillərinin 30 metrlik (98 fut) qətnaməsinə uyğundur və geniş və böyüyən Landsat görüntü arxivinin analizində əhəmiyyətli dərəcədə kömək edir. Bu Landsat 7 Tematik Mapper görüntüsü SRTM layihəsinə Amerika Birləşmiş Ştatlarının Geoloji Araşdırması, Yer Resurslarını Müşahidə Sistemləri (EROS) Məlumat Mərkəzi, Sioux Falls, SD tərəfindən təqdim edildi " [6]

"Bu görüntüdə istifadə edilən yüksəklik məlumatları, 11 Fevral 2000-ci ildə buraxılan Space Shuttle Endeavor gəmisindəki SRTM tərəfindən əldə edildi. SRTM, Spaceborne Imaging Radar-C / X-Band Sintetik Diyafram Radarından (SIR-) ibarət olan eyni radar cihazından istifadə etdi 1994-cü ildə Space Shuttle Endeavor-da iki dəfə uçan C / X-SAR). SRTM, yer səthinin 3-ölçülü ölçmələrini toplamaq üçün dizayn edilmişdir.3 ölçülü məlumatları toplamaq üçün mühəndislər 60 metr (təxminən 200 fut) ) dirək, əlavə C-band və X-band antenaları quraşdırılmış və izləmə və naviqasiya cihazları yaxşılaşdırılmışdır. Missiya NASA, ABŞ Müdafiə Nazirliyinin Milli Təsvirlər və Xəritəçəkmə Agentliyi (NIMA) ilə Alman və İtalyan arasında əməkdaşlıq layihəsidir. kosmik agentliklər. " [6]

"Ölçü: Görünüş genişliyinə 134 kilometr (83 mil) baxış məsafəsi 150 kilometr (93 mil) Yer: 34.3 dərəcə şimal enlemi, 118.4 dərəcə qərb uzunluğu İstiqamət: Qərb-şimal-qərbə bax, 1.8 X şaquli şişirtmə Görünüş məlumatları: Landsat Bands 3, 2+ 4, 1, sırasıyla qırmızı, yaşıl, mavi olaraq Orijinal Məlumat Çözünürlüğü: SRTM 1 yay saniyəsi (30 metr və ya 98 fut), Landsat 30 metr (98 fut) Qrafik Məlumat: Alınan Tarix: Fevral 2000 (SRTM) ), 4 May 2001 (Landsat). " [6]

"Alp fayları Yeni Zelandiyanın Cənubi adasının qərb sahillərinin çox hissəsinə paralel və içərisinə uzanır. Bu görünüş Shuttle Radar Topography Missiyası (SRTM) tərəfindən istehsal olunan qlobal rəqəmsal yüksəklik modelindən yaradıldı və demək olar ki, 500-dir. kilometr (300 mildən bir qədər çox) eni. Şimal-qərb zirvəyə tərəfdir. Günah topoqrafik naxışda son dərəcə fərqlidir və bu mənzərəni az qala yarıya endirir. " [7]

"Regional bir kontekstdə Alp qırığı, qərbi daldırma subdüksiya zonasını şimal-şərqə qərbdə şərq dalma subdüksiya zonası ilə cənub-qərbdə birləşdirən qüsurlar sisteminin bir hissəsidir. Hər ikisi də Hindistan-Avstraliya və Sakit Okeanın qovşağında meydana gəlir. tektonik lövhələr.Beləliklə, fayın özü burada plitə sərhədinin əsas səth təzahürünü təşkil edir.Çəməndə görünən axın və silsilələrin ofsetləri və SRTM məlumatlarının bu görünüşü sağ-yan çatlaq hərəkətini göstərir.Amma yaxınlaşma da fay və bu, fayın cənub-şərq tərəfi boyunca Yeni Zelandiyanın ən böyük dağ silsiləsi olan Cənubi Alp dağlarının davamlı qalxmasına səbəb olur. " [7]

"Bu görüntüyü yaratmaq üçün iki görselleştirme metodu birləşdirildi: topoqrafik hündürlüyün kölgələnməsi və rəng kodlaşdırması. Kölgə şəkli şimal-qərb-cənub-şərq (şəkil yuxarıdan aşağıya) istiqamətdə topoqrafik yamacın hesablanması ilə əldə edildi, beləliklə şimal-qərb yamacları parlaq və cənub-şərq yamaclarında göründü. qaranlıq görünür. Rəng kodlaması birbaşa topoqrafik hündürlüyə, alt hündürlüklərdə yaşıl, sarı və qaralma rənglərə, ən yüksəklərdə ağa yüksəlir. " [7]

"Bu görüntüdə istifadə edilən yüksəklik məlumatları, 11 Fevral 2000-ci ildə başladılan Space Shuttle Endeavourdakı Shuttle Radar Topoqrafiya Missiyası tərəfindən əldə edildi. SRTM, Spaceborne Imaging Radar-C / X-Band Sintetik Diyafram Radarından ibarət olan eyni radar cihazını istifadə etdi (SIR-C / X-SAR) 1994-cü ildə Space Shuttle Endeavor-da iki dəfə uçdu. SRTM Yer səthinin 3-ölçülü ölçmələrini toplamaq üçün dizayn edildi. 3-D məlumatlarını toplamaq üçün mühəndislər 60 metr (təxminən 200 fut) dirək, əlavə C-band və X-band antenaları quraşdırılmış və təkmilləşdirilmiş izləmə və naviqasiya cihazları. " [7]

Alp qırığı "495 kilometr (307 mil) 162 kilometr (100 mil). Yer: 43.2 dərəcə cənub enlem, 170.5 dərəcə şərq uzunluğu. İstiqamət: Şimal-qərb zirvəyə doğru". [7]

"Bu yaxınlarda aktiv olan vulkan Manaro Dağı, Avstraliyanın Sidney şəhərindən 1400 mil şimal-şərqdə yerləşən Vanuatu arxipelağının bir hissəsi olan Ambae adasının gölgeli relyef görüntüsündə [sağda) üstünlük təşkil edir. Ada sakinlərinin yarısı təxminən 5000 sakin idi. dekabrın əvvəllərində vulkan atmosferə 10.000 fut buxar və zəhərli qaz buludları tökməyə başladığı zaman mümkün bir lahar yolu və ya palçıq axını yolu ilə boşaldıldı. " [8]

"Son 1996-cı ildə fəaliyyət göstərən 1496 metr (4908 ft.) Yüksək Hawai üslubunda olan bazalt qalxan vulkan zirvəsi kaldera və ya krater içərisində iki gölə sahibdir. Kül və qaz şüaları həqiqətən Voui gölünün mərkəzindəki bir dəlikdən çıxır ( təxminən 425 il əvvəl partlayıcı püskürmədən sonra əmələ gələn. " [8]

"Görünüşü hazırlamaq üçün iki vizuallaşdırma üsulu birləşdirildi: topoqrafik hündürlüyün kölgələnməsi və rəng kodlaşdırılması. Kölgə şəkli topoqrafik yamacın şimal-qərb-cənub-şərq istiqamətində hesablanması yolu ilə əldə edildi, beləliklə şimal-qərb yamacları parlaq, cənub-şərq yamacları qaranlıq görünür. Rəng kodlaması topoqrafik hündürlüyə birbaşa aiddir, alt hündürlüklərdə yaşıl, sarı və qaralma ilə yüksəlir, ən yüksəklərdə ağa yüksəlir. " [8]

"Bu görüntüdə istifadə edilən yüksəklik məlumatları, 11 Fevral 2000-ci ildə başladılan Space Shuttle Endeavor'dakı Shuttle Radar Topography Missiyası [SRTM] tərəfindən əldə edildi. SRTM, Spaceborne Imaging Radar-C / X-Band'dan ibarət olan eyni radar cihazını istifadə etdi 1994-cü ildə Space Shuttle Endeavor-da iki dəfə uçan Sintetik Diyafram Radarı (SIR-C / X-SAR). SRTM Yer səthinin 3 ölçülü ölçmələrini toplamaq üçün dizayn edilmişdir. 3 ölçülü məlumatları toplamaq üçün mühəndislər 60- metr (təxminən 200 fut) dirək, əlavə C-band və X-band antenaları quraşdırılmış və izləmə və naviqasiya cihazları yaxşılaşdırılmışdır. " [8]

"Yer: 15.4 dərəcə cənub enlemi, 167.9 dərəcə şərq boyu Orientasiya: Şimala doğru, Merkator proyeksiyası Ölçüsü: 36.8 x 27.8 kilometr (22.9 x 17.3 mil) Image Data [a] kölgəli və rəngli SRTM yüksəklik modelidir" [8]

Solda Klyuchevskaya sopkasının kosmik radar şəkli var.

“Bu, 30 sentyabr 1994-cü ildə püskürməyə başlayan Rusiyanın Kamçatka şəhərindəki Kliuchevskoi vulkanının ərazisinin görüntüsüdür.Kliuchevskoi, görüntünün mərkəzində, çılpaq qar örtüyünü ayıran parlaq qırmızı sahənin sol kənarına doğru mavi üçbucaq zirvəsidir. Görüntü 5 oktyabr 1994-cü ildə 88-ci orbitində Endeavour kosmik gəmisinin göyərtəsində Spaceborne Imaging Radar-C / X-Band Sintetik Aperture Radar (SIR-C / X-SAR) tərəfindən əldə edildi. 56.07 dərəcə şimal enleminde və 160.84 dərəcə şərq uzunluğunda mərkəzdə olan 100 kilometrə (46 mil 62 mil). Şimal şəklin altındadır. Radar işıqlandırması şəklin yuxarı hissəsidir. Kamçatka vulkanları dünyanın ən aktiv vulkanları arasındadır. Vulkanik zona tektonik plitə sərhədinin üstündə oturur, burada Sakit okean lövhəsi Avrasiya lövhəsinin şimal-şərq kənarında batır. Endeavour heyəti püskürmə zamanı bu bölgənin dramatik video və foto şəkillərini əldə etdi [. ]. Bu görüntüdəki rənglər aşağıdakı radar kanalları istifadə edilərək əldə edilmişdir: qırmızı L-bandı, HH (üfüqi ötürülən və qəbul edilən) kanal yaşıl L-bandı, HV (üfüqi ötürülən və şaquli olaraq alınan) kanal mavi C-bandı təmsil edir , HV (yatay ötürülən və şaquli olaraq alınan) kanal. Təsvirdə Kliuchevskoi-ya əlavə olaraq daha iki aktiv vulkan görünür. Bezymianny, Kliuchevskoydan yuxarıda və sağda dairəvi kraterdə yavaş-yavaş böyüyən bir lav günbəzi var. Tolbachik, qırmızı qarla örtülmüş sahənin yuxarı sağ kənarına yaxın bir yerdə qaranlıq zirvə krateri olan böyük bir vulkandır. Kamçatka çayı şəklin altından sağdan sola keçir. 1994-cü ildə Kliuchevskoi püskürməsi, 15.000 metr (50.000 feet) yüksəkliklərə çatan qaz, buxar və külün kütləvi atılmasını əhatə etdi. Vulkanik kül ilə qarışıq olan ərimiş qar vulkanın yamaclarında tökülən palçıq tetikledi. Bu axınların yolları görüntünün mərkəzindəki şimal cinahında müxtəlif mavi və yaşıl çalarlarda nazik xətlər kimi görülə bilər. "[9]

Merkuri Radar astronomiyası, xüsusilə qütb bölgələrinin fırlanma dövrü, kitablaşdırma və səth xəritələşdirməsi daxil olmaqla yerdən məsafənin dəyərini yaxşılaşdırdı.

"1991-ci ildə [.] Puerto Rikodakı Arecibo radio teleskopu Merkurinin qütblərində qeyri-adi radar parlaq ləkələr aşkar etdi, su buzları olsaydı gözlədiyi şəkildə radio dalğalarını əks etdirən ləkələr [sağdakı şəkildə sarı bölgələr ]. Bu yamaların çoxu, 1970-ci illərdə Mariner 10 kosmik gəmisi tərəfindən xəritələnmiş böyük təsir kraterlərinin yerləşdiyi yerə uyğun gəldi. " [10]

"Kosmik gəminin 2011-ci ildə və bu ilin əvvəlində çəkilən Merkuri Dual Görüntüləmə Sistemindən çəkilən görüntülər Merkurinin şimal və cənub qütblərindəki radar parlaq xüsusiyyətlərinin Merkurinin səthindəki kölgəli bölgələr içərisində olduğunu və su-buz fərziyyəsinə uyğun tapıntıları təsdiqlədi." [10]

"Neytron məlumatları göstərir ki, Merkurinin radar parlaq qütb çöküntüləri, ortalama olaraq hidrogenlə zəngin olan 10 ilə 20 santimetr qalınlığında bir səth təbəqəsinin altında on santimetrdən çox qalınlığında hidrogenlə zəngin bir təbəqə ehtiva edir". [11]

"Gömülmüş təbəqə demək olar ki, təmiz su buzuna uyğun bir hidrogen tərkibinə malikdir." [11]

"Bu yansıtma anomaliyaları qütb tərəfə baxan yamaclarda cəmlənmişdir və səthə yaxın su buzunun nəticəsi olaraq postüle edilmiş yüksək radar arxa səth bölgələri ilə məkan olaraq bir-birinə yerləşdirilmişdir". [12]

"Müşahidə olunan yansıtmanın modelləşdirilmiş temperaturla əlaqəsi, optik cəhətdən parlaq bölgələrin yerüstü su buzları ilə uyğun olduğunu göstərir." [12]

MESSENGER-in Mercury Laser Altimeter (MLA) məlumatları "yüksək radar arxa bölgədəki bölgələrin məkan bölgüsünün, istilik baxımından sabit su buzunun proqnozlaşdırılan paylanması ilə yaxşı uyğun olduğunu göstərir". [13]

Su buzları radarı güclü şəkildə əks etdirir və 90-cı illərin əvvəllərində 70 metrlik [Goldstone Dərin Kosmik Rabitə Kompleksi] Goldstone teleskopu və [Çox Böyük Array] VLA tərəfindən aparılan müşahidələr qütblərin yaxınlığında çox yüksək radar yansıma yamaqlarının olduğunu aşkar etdi. [14] Buz bu yansıtıcı bölgələrin mümkün səbəbi olmasa da, astronomlar bunun ən çox ehtimal olunduğuna inanırlar. [15]

Veneranın birmənalı olmayan ilk aşkarlanması 10 Mart 1961-ci ildə Jet Propulsion Laboratoriyası (JPL) tərəfindən həyata keçirildi. Tezliklə AU-nun düzgün ölçülməsi baş verdi.

"Planet astronomiyasında radarın üstünlükləri (1) müşahidəçinin hədəfi işıqlandırmaq üçün istifadə olunan tutarlı siqnalın bütün xüsusiyyətlərini idarə etməsindən, xüsusən dalğa formasının vaxt / tezlik modulyasiyasından və qütbləşməsindən (2) radarın obyektləri həll etmə qabiliyyətindən qaynaqlanır. zaman gecikməsində əks-səda gücünün paylanması və Doppler tezliyi (3) ilə gecikmə-doppler ölçmələrinin orbitləri və spin vektorlarını məhdudlaşdırdığı və (4) santimetr-metr dalğa boylarının optik cəhətdən qeyri-şəffaf planet buludlarına asanlıqla nüfuz etdiyi ölçülər vasitəsi ilə. və kometa komaları, səthə yaxın makroyapı və kütlə sıxlığının araşdırılmasına icazə verir və yüksək metal konsentrasiyalarına və ya bəzi hallarda buzlara həssasdır. " [16]

Sol tərəfdəki radar görüntüsü bulud təbəqələrinin altındakı qayalıq bir cisim olduğunu göstərir.

Çoxsaylı hava və kosmik aparat radarları müxtəlif məqsədlər üçün bütün planetimizi xəritəyə saldı. Bir nümunə, Yer kürəsini 30 m qətnamə ilə xəritələşdirən Shuttle Radar Topography Missiyasıdır.

"Bir neçə yüz milyon il əvvəl bir asteroid və ya kometanın təsiri peyzajda Çaddan şimaldakı Sahara Çölündə bir sahənin [sağdakı] bu kosmik radar görüntüsündə hələ də görünən izləri buraxdı. Konsentrik halqa quruluşu Aorounga'dır. Diametri 17 kilometrə (10,5 mil) çatan təsir krateri. Orijinal krater çöküntülər tərəfindən basdırıldı, sonra mövcud halqaya bənzər görünüşü aşkar etmək üçün qismən aşındı.Tünd zolaqlar kəsilmiş vadilər boyunca köç edən küləklə vurulmuş qum yataqlarıdır. min illərlə külək eroziyasına görə. Görüntünün yuxarı sağındakı qaranlıq zolaq təklif olunan ikinci kraterin bir hissəsidir. " [17]

"Radar görüntüləmə səhra bölgələrinin araşdırılması üçün dəyərli bir vasitədir, çünki radar dalğaları digər sensorlar üçün görünməyən geoloji quruluşun detallarını aşkar etmək üçün quru qumun nazik təbəqələrinə nüfuz edə bilər. Görüntü Spaceborne Imaging Radar-C / X tərəfindən əldə edilmişdir. 18 və 19 Aprel 1994-cü il tarixli Endeavor kosmik gəmisinin göyərtəsində yerləşən Sintetik Diyafram Radar (SIR-C / X-SAR), göstərilən sahə 22 kilometr 28 kilometr (14 mil 17 mil) və 19.1 dərəcə mərkəzdədir. şimal enliyi, 19.3 dərəcə şərq uzunluğu.Şimal yuxarı sağ tərəfdədir.Rənglər fərqli radar tezliklərinə və qütbləşmələrə aşağıdakı kimi verilir: qırmızı L zolaqlı, üfüqi ötürülən və alınan yaşıl C zolaqlı, üfüqi ötürülən və alınan və mavi C-banddır, yatay ötürülür, şaquli olaraq qəbul edilir. " [17]

Sağda RADARSAT Sintetik Diyafram Radar məlumatlarından hazırlanmış Antarktidanın gölgeli bir relyef xəritəsi var. RADARSAT Kanada peykidir.

Ay nisbətən yaxındır və 1946-cı ildə texnika ixtira edildikdən dərhal sonra radarla aşkar edilmişdir. [18] [19] Ölçmələrə səth pürüzlülüyü və daha sonra qütblərə yaxın kölgəli bölgələrin xəritələnməsi daxil edilmişdir.

"Clementine 1994-cü ildə Ayın ətrafında 71 gün dövr etdi, Ayı 11 dalğa boyu qlobal olaraq xəritəyə çıxardı və topoqrafiyasını lazerlə dəyişərək ölçdü. [.] Bistatik radar təcrübəsi (kosmik gəminin Yerdəki əks-sədaları dinləyərkən ötürüldüyü üçün belə adlanır) Ayın cənub qütbünün yaxınlığındakı qaranlıq ərazilərdə yüksək dairəvi qütbləşmə nisbətinə malik material üçün dəlil tapıldı ". [20]

"Bu arada, Yer üzündəki astronomlar Clementine və Lunar Prospector [1998-2000] nəticələrini şübhə altına alan nəticələri dərc etməyə başladılar. Nəhəng Arecibo radioteleskopu ilə yerdən radar şəkilləri çəkildi. Həm davamlı qaranlıqda, həm də yüksək CPR ilə radar yansımaları tapdılar. günəş işığı altında buzlar sabit deyil, bu səbəbdən bütün yüksək CPR-nin ay qütblərində olması halında səth pürüzlülüyündən qaynaqlandığını, radar xəritəsində görünməyən incə bir şəkildə yayılmış bir formada olması lazım olduğunu söylədilər. " [20]

Clemintine'den edilən təcrübə "bistatik idi, yəni verici və alıcı fərqli yerlərdə idi. Bistatik radar, yansımaları faz bucağı, ötürülən və qəbul edilən radio şüaları arasındakı bucağı müşahidə etmək üstünlüyünə malikdir [.]. Bu faza bağlılıq vacibdir. Velosiped yansıtıcısına düz bucaq altında baxdıqda alınan təsirə bənzəyir: müəyyən açılarda, şəffaf plastik düzəltmədə daxili düzlüklər və çox parlaq bir əks görünür .. Eynilə, həm radioda, həm də Aydakı görünən dalğa boylarında , "müxalifət dalğasını" görürük, birbaşa günəşdən aşağıya baxan parlaqlığın açıq bir artımı (sıfır faza). Clementine Ayın faza asılılığını müşahidə edə biləcəyimiz kimi dövr etdi [.] və xüsusi olaraq bu "müxalifət dalğasını" axtardıq. , Uyğun Backscatter Müxalifət Efekti (CBOE) adlanır. CBOE, planet səthlərindəki buzları müəyyənləşdirmək üçün xüsusilə dəyərlidir. " [20]

"Klementine sağ dairəvi polarizasiya (RCP) radiosunu ötürdü və Yer üzündə həm sağ, həm də dairəvi polarizasiya (LCP) kanallarında dinlədik. Bu iki kanalda alınan güc nisbətinə dairəvi polarizasiya nisbəti (CPR) deyilir. Quru , ekvatorial Ayın CPR'si birdən azdır, lakin Yupiterin buzlu peyklərinin hamısının CPR'si birdən böyükdür.Bu obyektlərin su buz səthlərinə sahib olduğunu bilirik, buz dalğaların buza nüfuz etdiyi radio şəffaf bir mühit rolunu oynayır. , dəfələrlə səpələnir və əks olunur və bəzi dalğalar göndərildiyi kimi qütbləşmə mənasında qəbul ediləcək şəkildə geri qaytarılır - birlikdən daha böyük CPR var "[20]

"Yalnız CPR ilə bağlı problem, bir çox kiçik künc reflektorları meydana gətirən açıları olan kobud, tıxalı bir lav axını kimi çox kobud səthlərdən də yüksək dəyərlər əldə edə bilməyimizdir. Bu vəziyyətdə bir radio dalğası qaya üzünə dəyə bilər (RCP-ni LCP-yə dəyişdirmək) və sonra başqa bir daş üzünə sıçrayaraq (LCP-ni yenidən RCP-yə dəyişdirmək) və dolayısı ilə qəbulediciyə [.]. Bu “cüt sıçrayış” təsiri eyni zamanda “eyni mənada” əks olunmada yüksək CPR yaradır. buz hədəflərindən alınan inkişaf etmiş CPR'yi təqlid edin. " [20]

Sağ altda, ötürücü kimi Goldstone DSS-14 antennası və qəbuledici olaraq DSS-13 istifadə edən bir görüntü var, bu da radar interferometriyasının bir formasıdır. Arecibo görüntüsündə cənub qütbünə xaç Qızıltaş təsvirinin Shackleton kraterindədir.

"Ebb və Flow adlı iki kosmik gəmi arasındakı çox dəqiq mikrodalğalı ölçmələr cazibə qüvvəsini yüksək dəqiqlik və yüksək məkan qətnaməsi ilə xəritələşdirmək üçün istifadə edildi. Göstərilən sahə səthdəki blokları təxminən 20 mil məsafədə həll edir və ölçmələr üç-beş əmrdir. Əvvəlki məlumatlara nisbətən böyüklüyü yaxşılaşdırdı. Qırmızı kütlə həddinə, mavi isə kütləvi çatışmazlıqlara uyğundur. Xəritədə Ayın uzaq hissəsindəki ilə müqayisədə daha kiçik miqyaslı detallar göstərilir, çünki uzaq tərəfdə daha çox kiçik krater var. " [21]

"Yer ayının ətrafında dövr edən əkiz NASA zondları, hər hansı bir göy cisminin ən yüksək qətnamə cazibə sahəsi xəritəsini yaratdı. Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) missiyası tərəfindən yaradılan yeni xəritə, alimlərə Ayın daxili quruluşu və tərkibi haqqında məlumat əldə etməyə imkan verir. görünməmiş bir detal. İki paltaryuyan maşın ölçülü kosmik gəmidən alınan məlumatlar da, Yer kürəsinin və Günəş sistemindəki digər qayalı planetlərin necə meydana gəldiyini və inkişaf etdiyini daha yaxşı başa düşəcəkdir. " [21]

"Cazibə sahəsi xəritəsi əvvəllər heç vaxt ətraflı görünməmiş xüsusiyyətləri, məsələn tektonik quruluşlar, vulkanik relyef formaları, hövzə halqaları, kraterin mərkəzi zirvələri və çoxsaylı sadə, kasa şəkilli kraterləri göstərir. Məlumatlar da Ayın cazibə sahəsininkinə bənzəmir. günəş sistemimizdəki hər hansı bir planet. " [22]

Cambridge Massachusetts Texnologiya İnstitutunun GRAIL Baş Müfəttişi Maria Zuber, "" Bu xəritənin bizə söylədiyi şey, bildiyimiz digər göy cismindən daha çox Ayın cazibə sahəsini qoluna taxmasıdır. "Dedi. cazibə sahəsindəki nəzərəçarpacaq dəyişiklik, bu dəyişikliyi kraterlər, rillələr və ya dağlar kimi səth topoqrafiyası xüsusiyyətləri ilə senkronize edə bilərik. "" [22]

"Zuberə görə, Ayın cazibə sahəsi bütün yer planetar cisimlərini xarakterizə edən zərbə bombardmanı rekordunu qoruyur və dərin qabığa və bəlkə də mantiyaya qədər uzanan daxili hissələrin qırılmasına dair dəlillər ortaya qoyur. Bu zərbə qeydləri qorunur və indi dəqiq ölçülür, Zondlar Ayın dağlıq qabığının kütləvi sıxlığının ümumiyyətlə götürüldüyündən xeyli aşağı olduğunu ortaya çıxardı.Bu az həcmli qabığın sıxlığı 1970-ci illərin əvvəllərində Apollonun son Ay missiyaları zamanı əldə edilən məlumatlarla yaxşı uyğun gəlir və yerli nümunələrin geri döndüyünü göstərir. astronavtlar qlobal proseslərin göstəricisidir. " [22]

"" Yeni qabığın toplu sıxlığı təyini ilə ay qabığının orta qalınlığının 21 ilə 27 mil (34 ilə 43 kilometr) arasında olduğunu, bu da əvvəllər düşünüləndən təxminən 6 ilə 12 mil (10 ilə 20 kilometr) arıq olduğunu gördük. "deyə Paris Fizika İnstitutunun GRAIL həmmüdafiəçisi Mark Wieczorek söylədi." Bu qabığın qalınlığı ilə Ayın toplu tərkibi Yerinkinə bənzəyir. Bu, Ayın Günəş sistemi tarixinin əvvəlində nəhəng bir təsir hadisəsi zamanı atılan Yerdəki materiallardan qaynaqlandığı modelləri dəstəkləyir. "" [22]

"Xəritə xəritədə ayın formalaşmasında dövr etdikləri zaman aralarındakı məsafəni dəqiq bir şəkildə təyin etmək üçün radio siqnallarını ötürən kosmik gəmi tərəfindən yaradıldı. Dağlar və kraterlər kimi görünən xüsusiyyətlərin və gizli kütlələrin səbəb olduğu daha böyük və daha az cazibə sahələri üzərində uçarkən. Ay səthinin altında, iki kosmik gəmi arasındakı məsafə bir qədər dəyişəcək. " [22]

"" Əvvəlki məlumatlar cədvəllərində göründüyündən daha kiçik və daha dar strukturları vurğulamaq üçün cazibə sahəsinin gradiyentlərindən istifadə etdik "dedi. Kolorado Minalar Məktəbinin Qızıl rəngli GRAIL qonağı alim Jeff Andrews-Hanna." Bu məlumatlar uzunluğu, xətti cazibə anomaliyaları, uzunluğu yüzlərlə kilometr olan səthi kəsişən populyasiya. Bu xətti cazibə anomaliyaları bəndlərin və ya yeraltı qatdakı magmanın uzun, nazik, şaquli cisimlərinin olduğunu göstərir. Dəndələr Aydakı ən qədim xüsusiyyətlərdəndir və bunları anlamaq bizə ilk tarixlərindən xəbər verəcəkdir. "" [22]

Dördüncü sağda, 850 mikronda istilik emissiyasından istifadə edən Ayın şəkli.

"Ay və planetlərin radio dalğa boylarında əks olunan günəş radiasiyası ilə aşkarlanması mümkün deyil. Ancaq hamısı termal radiasiya yayır və Yupiter də güclü bir qeyri-termal qaynaqdır. Günəş birdən söndürülsəydi, planetlər bir radio üçün radio mənbəyi olaraq qalacaqdılar. uzun müddət, soyuduqca yavaş yavaş solur. İlk baxışda, Ayın 85 = 0.85 mm radio görüntüsü [sağda ikinci] tanış görünür, amma görünən Aydan fərqlər var. " [23]

"Ayın tünd sağ tərəfi Günəş tərəfindən işıqlandırılmır, lakin hələ də ay gecəsi mütləq sıfıra qədər soyumadığı üçün radio dalğaları yayır. Daha incə bir nöqtə, radio emissiyasının görünən səthdə meydana gəlməməsidir. on dalğa boyu qalınlığında bir təbəqədən çıxır.Nəticədə Ayın aylıq temperatur dəyişikliyi artan dalğa boyu azalır.Bu dalğa uzunluğundan asılı olan temperatur dəyişikliyi Ayın qayalıq və tozlu xarici təbəqələrinin keçiriciliyi və istilik tutumu haqqında məlumatları kodlayır. " [23]

"[Sağdakı beşinci] kimi radar şəkilləri bu yaxınlarda Ay qütblərinin yaxınlığında soyuq kraterlərdə sıxılmış su buzunu axtarmaq üçün istifadə edildi." [23]

ESA Lunar Lander Missiyası Ay Tozu Ətraf və Plazma Paketi: "Radio spektrini müşahidə edin (gələcək radiasiya astronomiyası fəaliyyətlərinə hazırlaşmaq üçün əlavə bir məqsəd ilə.)" [24]


1. Giriş

[2] Son 30 ildə kosmos vasitələrindən alınan qlobal ölçmələr (a) su buxarının və azot oksidinin orta atmosfer paylanmasına dair mühüm məlumatlar verdi. Bu yazıda, 2004-cü ilin iyul ayında 2004-cü ildə buraxılan Yerdəki Müşahidə Sistemi Aura peykinin Mikrodalğalı Limb Sounder-dən gündəlik qlobal üç ölçülü stratosfer su buxarı və azot oksidi versiyası 2.2 məlumat məhsullarının keyfiyyətini qiymətləndiririk.

[3] Su buxarı olduqca dəyişkən atmosfer izi qaz növləri və dominant istixana qazıdır. Radiasiya, kimya, mikrofizika və dinamikliyi əhatə edən bütün əsas atmosfer proseslərində çox geniş xarakterik fəza-zamansal tərəzilərdə böyük rol oynayır [ Kley et al., 2000]. Su buxarı, tropik keçid təbəqəsi (TTL) vasitəsilə troposferdən orta atmosferə daxil olur və burada stratosferi son dərəcə quru hala gətirən "donma-qurutma" prosesi keçir. Metanın oksidləşməsi stratosferdə su buxarının dominant əmələ gəlməsi mexanizmidir, lakin 1950-ci illərdən bəri troposfer metanındakı artım bu dövrdə stratosfer su buxarında ölçülən artımın təxminən yarısını təşkil edə bilər. Su buxarının fotokimyəvi dayanıqlığı onun stratosfer izi kimi istifadə edilməsinə imkan verir, lakin ∼70 km-dən yuxarıda fotoliz təsirləri ömrünü 10 d-dən az azaldır.

[4] Azot oksidi demək olar ki, tamamilə Yerin biosferində təbii bioloji fəaliyyət və əkinçilik prosesləri ilə istehsal olunur. Bu səmərəli istixana qazının səth bolluğu sənaye öncəsi dövrlərdə ∼270 ppbv-dən 2005-ci ildə ∼319 ppbv-ə qədər artmışdır [ Dünya Meteoroloji Təşkilatı, 2006]. Troposferdə yaxşı qarışıq bir qazdır və stratosferdə hündürlüyü ilə sürətlə azalmaqda olan bir bolluğu göstərir, burada əsasən fotodissosiyasiyaya uğrayır və eyni zamanda stratosferdəki reaktiv azot oksidlərinin (NOx) əsas mənbəyini təşkil edən həyəcanlı oksigen ilə reaksiya verir. Azot oksidinin fotokimyəvi ömrü 20 km-də 100 a-dan 40 km-də bir neçə aya qədər dəyişdiyindən və dinamik zaman tərəzilərindən daha uzun olduğundan, stratosfer boyunca nəqliyyat proseslərinin mükəmməl bir izləyicisidir.

[5] NASA-nın 15 İyul 2004-cü ildə buraxılan Yer Müşahidəsi Sistemi (EOS) Aura peyki, 985 meylli Günəş sinxron Yer orbitində 705 km yüksəklikdə, 1:45 PM ilə idarə olunur. artan qovşaq vaxtı. Mikrodalğalı Limb Sounder (MLS) [ Waters et al., 2006] ozonun, havanın keyfiyyətinin və iqliminin öyrənilməsinin əsas missiyası olan Aura platformasındakı dörd alətdən biridir [ Schoeberl et al., 2006]. MLS Yerin ətrafından çıxan termal mikrodalğalı emissiyanı aşkar edir və şaquli 8-90 km aralığında atmosfer istiliyi və tərkibinin şaquli profillərini alır [ Livesey et al., 2006]. Burada Aura MLS stratosferik (və mezosferik) su buxarının (H) ikinci kütləvi buraxılışının təsdiqlənməsini təqdim edirik.2O) və azot oksidi (N2O) məlumat dəstləri, təyin edilmiş versiya 2.2 (v2.2). V2.2 yuxarı troposfer və aşağı stratosfer H2O təzyiqlər və gt68 hPa üçün axtarışlar və təzyiqlər və gt10 hPa üçün higrometrlər ilə ölçmələrə qarşı müqayisələr yoldaş sənəddə ayrıca müzakirə olunur [ Oxuyun və s., 2007 ].

[6] v2.2 MLS Səviyyə 2 Geofiziki Məhsulun (L2GP) H-nin təsdiqlənməsi2O və N2Alınan həcm qarışdırma nisbətlərinin şaquli profillərindən və onlara uyğun təxmin edilən dəqiqliklərdən ibarət olan O axtarışları, məlumatların keyfiyyətinin alınması diaqnostikası və həssaslıq tədqiqatlarının qiymətləndirilməsini, dəqiqlik və dəqiqliyin müstəqil korrelyasiya ölçmələri ilə birlikdə müəyyənləşdirilməsini və məlumat istifadəçilərinə müvafiq rəhbərlik verilməsini əhatə edir. məlumatların elmi tədqiqatlar üçün istifadəsi barədə. Bölmə 2-də H-nin alınması ilə əlaqəli Aura MLS ölçü xüsusiyyətlərini təsvir edirik2O və N2O, bir məlumat keyfiyyətinə nəzarət prosedurunu tövsiyə edin, alınan məhsulların dəqiqliyini və həllini müzakirə edin və alətlə bağlı araşdırmaların nəticələrini təqdim edin və sistemləşdirilmiş səhvləri irəli sürün. Korrelyasiya ölçmələri ilə müqayisələr 3-cü hissədə, xülasə və nəticələr 4-cü hissədə verilmişdir.


3. Müşahidələrin Spektral Təhlili

[9] Təcrübə boyu hər 4.2 ms-də kurtozdan nümunələr götürülmüşdür. Takma adsız spektri maksimum 110 Hz tezlikə qədər hesablana bilər. Kurtoz spektri və mikrodalğalı radiasiyanın gücü nümunəsi Şəkil S3-də göstərilmişdir. Radiasiya kurtozunun spektri aşağıda daha ətraflı təhlil olunan bir sıra görkəmli zirvələri ehtiva edir. Bu xüsusiyyətlər, qeyri-termal radiasiyanın aşkar edildiyi bütün dövrdə kurtozda mövcuddur. Radiasiya gücünün spektri, 27.8 Hz-də bir spektral xüsusiyyət, eyni zamanda kurtoz spektrində və 60.0 Hz-də güclü bir zirvəni ehtiva edir (güc ölçmələri ilə hər yerdə, lakin kurtozda yoxdur), ehtimal ki, alətdəki dəyişikliklərdən qaynaqlanır. qazanmaq.

[10] Kurtozun dəyişən spektrinin bir nümunəsi Şəkil 3-də göstərilmişdir. Üç əsas frekansın tam ədədi olan tezliklərdə görkəmli zirvələri ehtiva edir. Cədvəl 1 əsas tezliklə normallaşdırılmış harmonik amplitüdlərlə bu tezlikləri ümumiləşdirir. Əsas tezlik f-nin 2-ci, 4-cü və 7-ci harmonikləri1 = 9.6 Hz, hər iki f-nin 2-ci və 3-cü harmonikləri ilə birlikdə mövcuddur2 = 27.8 Hz və f3 = 31.7 Hz. F-nin 3-cü, 5-ci və 6-cı harmonikləri1 spektrdə birmənalı şəkildə görünmür. F-nin daha yüksək harmonikləri2 və f3 mövcud ola bilər, lakin aliasing eşiğinin üstündədir və həll edilə bilməz. Şəkil 3 fərqli harmoniklərin nisbi böyüklüyünün zamanla dəyişdiyini göstərir. Həm də qeyri-termal aktivliyin növbəli püskürmələrdə və səssizləşmələrdə meydana gəlməyə meylli olduğunu göstərir.

Tezlik (Hz) Böyüklük (Normallaşdırılmış) Tezlik (Hz) Böyüklük (Normallaşdırılmış) Tezlik (Hz) Böyüklük (Normallaşdırılmış)
Əsas 9.6 1.00 27.8 1.00 31.7 1.00
2-ci 19.2 0.91 55.7 0.33 63.4 qeyd 1
3-cü 28.8 qeyd 1 83.5 0.22 95.1 2.90
4-cü 38.4 0.41 qeyd 2 qeyd 2
5-ci 48 qeyd 1 qeyd 2 qeyd 2
6-cı 57.6 qeyd 1 qeyd 2 qeyd 2
7 ci 67.2 0.83 qeyd 2 qeyd 2
  • a Böyüklüklər, həmin harmonik üçün əsas tezliyə nisbətlidir. Qeyd 1 bu harmoniklərin spektrdə birmənalı şəkildə olmadığını göstərir. Qeyd 2, bu harmoniklərin müşahidə edilə bilən tezliklərin aralığından yuxarı olduğunu göstərir.

UZAKTAN DÜŞMƏ | Pasif Sensorlar

Pasif Mikrodalğalı Sensorlar

Quru səthi kimi təbii səthlərdən gələn istilik radiasiyası istilik infraqırmızı bölgədəki zirvəsindən mikrodalğalı bölgəyə qədər uzanır. Yer kürəsindən mikrodalğalı radiasiyanı qəbul etmək üçün bu spektral bölgədə bir Yer müşahidə mikrodalğalı xəyal edən radiometr fəaliyyət göstərir. Passiv bir sensor sistemi olaraq, mikrodalğalı bir radiometrin bir radar sensorundan, yəni geniş bir sistemdən kökündən fərqli olduğunu başa düşmək vacibdir. İkisi arasındakı yeganə oxşarlıq, ikisinin də mikrodalğalı spektral aralığında işləməsidir. Pasif bir mikrodalğalı sensor sistemi, mikrodalğalı görüntüləmə radiometri, daha çox istilik sensor sistemi kimi işləyir. Səth istiliyi, topoqrafiya və material dielektrik xüsusiyyətləri ilə əlaqədar faydalı məlumatlar verən mikrodalğalı spektral aralığında Yerdən yayılan enerjini toplayır. Bu tip sensör qlobal temperatur xəritələşdirilməsi, qütb buz xəritəsi və regional torpaq nəminin monitorinqi üçün istifadə edilmişdir.

Kosmosdan alınan mikrodalğalı görüntüləmə radyometri, 1978-ci ildə Seasat və Nimbus gəmisində olan SMMR (Tarama Çokkanallı Mikrodalğalı Radiometr) və Tropik Yağış Ölçmə Missiyası (TRMM) peykindəki Mikrodalğalı Görüntüləmə cihazı kimi çox kanallı bir skanerdir. 1997. Tarama mexanizmi, alıcısı və məlumatların işlənməsi sistemi ilə birlikdə bir antenadan ibarətdir. Alınan mikrodalğalı siqnallar, müşahidə bucağı və atmosferdəki yol uzunluğu ilə çox bağlıdır. Bu tarama parametrlərinin sabit olmasını təmin etməklə səth parametrlərinin mikrodalğalı parlaqlıq temperaturundan çıxarılmasının dəqiqliyini əhəmiyyətli dərəcədə artıra bilərlər. Konik bir tarama konfiqurasiyası passiv mikrodalğalı skanerlər üçün populyardır. Şəkil 6-da göstərildiyi kimi, antena müşahidə istiqaməti şaquli (nadir) oxun ətrafında fırlanan bir nadir taramadan sabit bir açı ilə əvəzləşdirilir və beləliklə koninin səthini süpürür. Tarama tam 360 ° üçün yapılandırılmışsa, kosmik aparatın ön və arxa tərəfində iki qat əhatə əldə edilir. Bir peykin orbit boyunca irəliləməsi ilə quru səthinin bir kəməri görüntülənir. Aydındır ki, konik bir tarama həndəsəsində müşahidə açısı və hər hansı bir skan edilmiş vəziyyətə olan məsafə sabitdir.

Şəkil 6. Konik tarama mexanizmi.

Kosmosdan qaynaqlanan passiv mikrodalğalı skanerlər, mikrodalğalı spektral diapazonda zəif siqnallar olduğu üçün ümumiyyətlə bir neçə kilometrdən bir neçə on kilometrə qədər aşağı məkan qətnaməsidir.


Mündəricat

Mauna Kea zirvəsi yüksək hündürlüyü, quru mühiti və sabit hava axını ilə dünyanın astronomik müşahidəsi üçün ən yaxşı yerlərindən biri və ən mübahisəli yerlərindən biridir. 1964-cü ildə bir giriş yolu yaradılandan bəri zirvədə on bir ölkə tərəfindən maliyyələşdirilən on üç teleskop inşa edildi. Mauna Kea Rəsədxanaları, görünən işığdan radioya elektromaqnit spektri boyunca elmi araşdırmalar üçün istifadə olunur və dünyanın ən böyük növlərindən biridir. Nəsli kəsilməkdə olan növlərlə və davam edən mədəni təcrübələrlə dolu bir "müqəddəs mənzərə" üzərində [3] inşaları mübahisə və etiraz mövzusu olmağa davam edir. Zirvə ekologiyasına, xüsusilə nadir Wēkiu böcəyinə təsirlərini müəyyənləşdirmək üçün işlər davam etdirilir. 1972-ci ildə Milli Təbii Dönüm Nişanı olaraq təyin edildi. [4]

Görünən və infraqırmızı spektrdə doqquz teleskop, üçü submillimetr spektrində və biri radio spektrdə, 0,9 m (3,0 ft) - 25 m (82 ft) arasında dəyişən güzgülər və qablar var. [5]

Teleskop günbəzləri damda müşahidə zamanı açıla bilən və teleskop istifadə edilmədikdə bağlana bilən bir yarıq və ya başqa bir açığa malikdir. Əksər hallarda, teleskop günbəzinin yuxarı hissəsinin hamısı alətin gecə səmasının müxtəlif hissələrini müşahidə etməsinə imkan vermək üçün dönə bilər. Radio teleskoplarında ümumiyyətlə günbəz olmur.

"[Kompozit şəkil [sağda] Green Bank, WV-də NRAO saytının köhnə bir optik fotoşəkilinin üstündəki radio səmasını göstərir. Keçmiş 300 Foot Teleskopu (sol tərəfdəki üç 85 fut interferometer teleskopu ilə 140 arasında duran böyük qab Sağdakı Ayaq Teleskopu) təxminən 45 dərəcə olan bu 4.85 GHz radio görüntüsünü etdi. Artan radio parlaqlığı, daha açıq çalarlarla göyün 300 fut diametrli "radio gözlü" birinə necə görünəcəyini göstərmək üçün göstərilir. [6]

"Görünən və radio səmaları eyni məkanı paylaşan olduqca fərqli" paralel kainatları "ortaya qoyur. Parlaq ulduzların əksəriyyəti radio dalğa boylarında aşkar olunmur və bir çox güclü radio mənbələri optik cəhətdən zəif və ya görünməzdir. Günəş və planetlər kimi tanış obyektlər vasitəsilə fərqli görünə bilər. radio və optik pəncərələr.Şəkildə aşağı soldan yuxarı sağa doğru bir zolaq boyunca yayılan genişləndirilmiş radio mənbələri xarici Samanyolu əhatə edir.Ən düzensiz formalı mənbələr işıq saçan gənc ulduzlar tərəfindən ionlaşdırılan hidrogen buludlarıdır.Belə ulduzlar sürətlə nüvə yanacaqlarını tükəndirir, dağılır və qalıqları zəif radio halqaları kimi görünən supernovalar kimi partlayır. İnsan gözündə görünən yaxınlıqdakı (məsafələr və 1000 işıq ili) ulduzlardan fərqli olaraq, saysız-hesabsız "radio ulduzlarının" (həll olunmamış radio mənbələrinin) heç biri ) göyə səpələnmişlər əslində ulduzlardır.Çoxu son dərəcə işıqlı radio qalaktikaları və ya kvazarlardır və ortalama məsafələri 5.000.000.000 işıq ilindən çoxdur. es işıq sürəti ilə hərəkət edir, bu qədər uzaq qəribə mənbələr bu gün əslində milyardlarla il əvvəl olduğu kimi görünür. Radio qalaktikaları və kvazarlar, müşahidə edilə bilən kainatın hər yerində və ilk qalaktikaların meydana gəlməsindən bəri qalaktikalar və ətrafları haqqında məlumat daşıyan mayaklardır. "[6]

Radio dalğaları elektromaqnit spektrində dalğa uzunluğu infraqırmızı işığdan daha uzun olan bir elektromaqnit şüalanma növüdür. Radio dalğaları 300 Gigahertz (GHz) -dən 3 Kilohertz (kHz) -ə qədər olan tezliklərə və müvafiq dalğa uzunluqları 1 millimetrdən 100 kilometrə qədərdir.

Def. "göy cisimlərini və meydana gəlmələrini öyrənmək üçün radio teleskopları istifadə edərək radio dalğalarından istifadə edən astronomiya sahəsi" [7] radio astronomiyası, və ya radioastronomiya.

"Tesla'nın elektrik fırtınalarını izləmək üçün ixtira etdiyi həssas qəbuledici, Bell Laboratories tədqiqatçısı Karl Jansky'nin oxşar siqnalları götürməsindən və otuz ildən çox əvvəl kosmosdan gələn radio siqnallarını aşkarlayan ilk süni cihaz idi." radio astronomiyasının atası "" [10]

Radar astronomiyası hədəf obyektlərdəki mikrodalğaları əks etdirərək və əks-sədaları analiz edərək yaxınlıqdakı astronomik obyektləri müşahidə etmək üsuludur. Bu tədqiqat altı onillikdir aparılır. Radar astronomiyası radio astronomiyasından fərqlənir ki, ikincisi passiv, birincisi aktivdir. Radar sistemləri geniş bir günəş sistemi tədqiqatları üçün istifadə edilmişdir. Radar ötürülməsi ya impulslu və ya davamlı ola bilər.

Radar tərəfindən verilən son dərəcə dəqiq astrometriya, 99942 Apophis obyekti ilə göstərildiyi kimi asteroid-Earth təsirlərinin uzunmüddətli proqnozlarında kritik əhəmiyyət daşıyır. Xüsusilə optik müşahidələr göydə bir cismin göründüyü yerdə çox dəqiq ölçülür, ancaq məsafəni qətiliklə dəqiq ölçə bilmir. Radar isə birbaşa obyektə olan məsafəni (və nə qədər sürətlə dəyişdiyini) ölçür. Optik və radar müşahidələrinin normal olaraq orbitlərin gələcəkdə ən azı onilliklər, bəzən də yüzillərlə proqnozlaşdırılmasına imkan verir.

Radarla maksimum astronomiya diapazonu çox məhduddur və günəş sistemi ilə məhdudlaşır. Bunun səbəbi, siqnal gücünün hədəfə qədər olan məsafəyə, hədəfin əks etdiyi qəza axınının kiçik hissəsinə və ötürücülərin məhdud gücünə görə çox dik bir şəkildə düşməsidir. [11] Hədəfi müşahidə etməzdən əvvəl onun nisbi dərəcədə yaxşı bir efemerisinə sahib olmaq lazımdır.

Sağda 1960-cı ildən bəri radar astronomiyası üçün istifadə olunan Pluton radar kompleksinin təsviri var.

Radio gizli (RO) bir planet atmosferinin fiziki xüsusiyyətlərini ölçmək üçün istifadə edilən uzaqdan algılama texnikasıdır. Planetin atmosferindən keçərkən, yəni atmosfer tərəfindən gizli olaraq bir radio siqnalında bir dəyişiklik aşkarlanmasına əsaslanır. Elektromaqnit şüalanma atmosferdən keçəndə qırılır. Qırılmanın böyüklüyü yol üçün normal olan qırılma dərəcəsindən asılıdır, bu da sıxlığın və su buxarının qradiyentlərindən asılıdır. Təsir ən çox radiasiya uzun bir atmosfer ətraf yolunu keçəndə özünü göstərir. Radio frekanslarında bükülmə miqdarı birbaşa ölçülə bilməz, əksinə əyilmə, emitent və alıcının həndəsəsi nəzərə alınaraq siqnalın Doppler sürüşməsi ilə hesablana bilər. Bükülmə miqdarı əyilmə bucağını qırılma ilə əlaqəli düsturda Abel çevrilməsindən istifadə edərək qırılma göstəricisi ilə əlaqələndirilə bilər. Neytral atmosfer vəziyyətində (ionosferin altında) atmosferin istiliyi, təzyiqi və su buxarı haqqında məlumat əldə edilə bilər, bu səbəbdən radiokultasiya məlumatlarının meteorologiyada tətbiqləri var.

"Bir kosmik gəmi Günəş sistemi boyunca səyahət edərkən, dünyaya geri göndərilən hədəfli bir radio siqnalı yaxınlıqdakı bir planetin ionosferindən yönləndirilə bilər. İonosferdəki plazma, siqnalda alimlərin atmosferin üst qatını öyrənməyə imkan verən kiçik, lakin aşkar edilə bilən dəyişikliklərə səbəb olur. . " [12]

Mikrodalğalı sobalar, radio dalğalarının bir alt hissəsi, 300 MHz (0,3 GHz) və 300 GHz arasındakı frekanslarla bir metrdən bir millimetrə qədər qısa və ya ekvivalent olaraq dalğa uzunluğuna malikdir. [13] Bu geniş tərif həm UHF, həm də EHF (millimetr dalğaları) ehtiva edir və müxtəlif mənbələr fərqli sərhədlərdən istifadə edir. [14] Bütün hallarda mikrodalğalı, ən azı SHF zolağını (3 ilə 30 GHz arasında və ya 10 ilə 1 sm arasında) əhatə edir, RF mühəndisliyi tez-tez alt sərhədi 1 GHz (30 sm), üstü isə 100 GHz ətrafında qoyur. (3 mm).

COBE, 18 noyabr 1989-cu ildə Yer orbitinə buraxıldı. WMAP, 30 iyun 2001-ci ildə, Lagrange 2 yerindəki orbitə çıxarıldı. Hər iki peykdə də yerinə yetirmək üçün hazırlanmış detektorlar var mikrodalğalı astronomiyabunlar yalnız mikrodalğalı lentlə məhdudlaşdığından.

Gravity Recovery and Climate Experiment (GRACE) missiyası bir-birindən 220 kilometr məsafədə (140 mil) qütb orbitində uçan iki eyni kosmik gəmi arasındakı sürət və məsafədəki dəyişiklikləri dəqiqliklə ölçmək üçün bir mikrodalğalı dəyişən sistemdən istifadə edir. . Dəyişən sistem 220 km məsafədə 10 mikrometrə qədər (insan saçının eni təqribən onda biri) ayrılma dəyişikliklərini təsbit etmək üçün kifayət qədər həssasdır. [15]

Əkiz GRACE peykləri gündə 15 dəfə dünyanın ətrafında dövrə vurarkən, Yerin cazibə qüvvəsinin dəqiqəlik dəyişmələrini hiss edirlər. İlk peyk biraz daha güclü cazibə bölgəsi, bir cazibə anomaliyası üzərindən keçəndə arxadakı peykdən bir az qabağa çəkilir. Bu, peyklər arasındakı məsafənin artmasına səbəb olur. İlk kosmik gəmi daha sonra anomaliyanı keçir və yenidən yavaşlayır, bu arada aşağıdakı kosmik gəmi sürətlənir, sonra eyni nöqtədə yavaşlayır.

İki peyk arasındakı daim dəyişən məsafəni ölçərək və bu məlumatları Qlobal Yerləşdirmə Sistemi (GPS) alətlərindən dəqiq yerləşdirmə ölçüləri ilə birləşdirərək. Yerin cazibəsinin ətraflı xəritəsi [qurula bilər].

X-şüaları kimi, qamma-şüa davamı da bremsstrahlung, qara cisim şüalanması, sinxrotron şüalanması və ya aşağı enerjili fotonların relyativistik elektronlar tərəfindən ters Compton səpələnməsi, sürətli protonların atom elektronları ilə vuruşması nəticəsində yarana bilər. və əlavə elektron keçidləri olan və ya olmayan atom rekombinasiyası. [16]

Aktiv qalaktik nüvədən gələn radio davamlılığı həmişə bir jet sayəsindədir. Sinxrotron şüalanmanın spektrini göstərir.

"[T] diffuz mavi bölgə, əsasən, bir maqnit sahəsindəki elektronların əyri hərəkəti ilə verilən şüalanma olan sinxrotron şüalanma ilə istehsal olunur. Radiasiya işığın sürətinin yarısına qədər sürətlə hərəkət edən elektronlara cavab verir." [17]

Crab Bulutsusunun davamlı spektri üçün bir sinxrotron modeli, yayılmış radiasiyaya uyğundur. [18]

Crab Nebula X-ray spektrində Scorpius X-1-dən çox fərqlənən üç xüsusiyyət var: spektri daha çətindir, mənbənin diametri astronomik vahidlər (AU) deyil, işıq ili (ly) s-də və radio və optik sinxrotron emissiyası güclüdür. [16] Ümumi rentgen parlaqlığı optik emissiya ilə rəqabət edir və qeyri-termal plazma ola bilər. Bununla birlikdə, Crab Bulutsusu, mərkəzi, sərbəst genişlənən seyreltilmiş plazma topu olan bir X-ray mənbəyi olaraq görünür, burada enerji miqdarı bilinməyən mənbədən alınan böyük görünən və radio hissəsinin ümumi enerji tərkibinin 100 qatına bərabərdir. [16]

Kosmik mikrodalğalı fon (CMB) radiasiya (həmçinin CMBR, CBR, MBRqalıq radiasiya) müşahidə olunan kainatı demək olar ki, eyni dərəcədə dolduran termal radiasiyadır. [20]

Kosmik fon radiasiyasının dəqiq ölçüləri kosmologiya üçün vacibdir, çünki kainatın təklif olunan istənilən modeli bu radiasiyanı izah etməlidir. CMBR, 2.725 K temperaturda termal qara bədən spektrinə malikdir [21], 1.873 mm dalğa uzunluğuna uyğun olaraq 160.2 GHz mikrodalğalı diapazon tezliyində zirvəyə çatır. Bu, Plank qanununda olduğu kimi vahid tezliyə görə ölçülürsə. Wien qanunundan istifadə edərək vahid dalğa boyu əvəzinə ölçülürsə, zirvə 283 GHz tezliyə uyğun olaraq 1,06 mm-dir.

"Diferensial 850-μm sayma funksiya tərəfindən yaxşı təsvir edilmişdir

"KOSMA (BEMRAK) üçün Bernese Multibeam Radiometer tərəfindən [.] Submillimetr dalğa uzunluğunda [impulsiv bir komponent göstərdi] yüksək enerjili (& gt200 MeV nükleon −1) proton sürətlənməsi və pionların istehsalı ilə eyni vaxtda başlayan 210 GHz-də radio müşahidələri. Alınan radio mənbəyi ölçüsü kompaktdır (≤10 ") və radiasiya görüntüsündə göründüyü kimi alovlanma sürətlənmiş və gt30 MeV protonların yerləşməsi ilə emissiya kosmikdir." [23]

"28 Oktyabr 2003-cü il enerjili günəş alovu zamanı yüksək enerjili hissəciklərin sürətlənməsi [yüksək] hissəciklərin sürətlənməsi üçün KOSMA (BEMRAK) üçün Bernese Multibeam Radiometer tərəfindən 210 GHz-də aparılan radio müşahidələr [dalğalar] tədricən, uzun müddət davam edən ( & gt30 dəqiqə) böyük aydın mənbə ölçüləri ilə komponent (

200 GHz, radio mənbəyində ≥200 G bir maqnit sahəsinin gücünü və daha az mənbədə radio yayan elektronların bir həbs müddətini qəbul edərək sərt rentgen və γ şüa bremsstrahlung istehsal edən alov sürətlənmiş elektronların sinxrotron emissiyası ilə uyğundur. 30 s. [Pionların istehsalı ilə radio emissiyasının vaxtı və məkanında] yaxın bir əlaqə var. "[23]

"850 μm-də GRB 980329-a" solan bir tərəfdaş tapıldı. [.] Alt millimetr axını nisbətən parlaq idi. [.] GRB 980329-un alt millimetr spektrindən keçən radio indeksli bir güc qanununa uyğun gəlir. α = +0.9. Bununla birlikdə a ν Sinxrotronun öz-özünə udma ilə zəifləmiş 1/3 güc qanunu. "[24]

  1. "spektral forma sinxrotron modelləri ilə müqayisə edilə bilməsi üçün radiodakı optik spektrdən alt millimetrə qədər olan fasilələri" müəyyənləşdirin.
  2. "alt millimetr axınının təkamülünü" müəyyənləşdirin [24] və
  3. "yüksək qırmızı sürüşmələrdə tozlu ulduz əmələ gətirən qalaktikalar ola biləcək səssiz mənbələri axtarın." [24]

"X-ray səhv qutusunun [GRB 980329 üçün] içərisində, GRB 970508-ə bənzər dəyişən bir radio mənbəyi VLA J070238.0 + 385044 tapıldı (Taylor et al. 1998a, 1998b)." [24]

Optik astronomiya ilə optik müşahidələr göydə bir cismin göründüyü yeri çox dəqiq ölçür, ancaq məsafəni qətiliklə dəqiq ölçə bilmir.

"Dəyişən radio mənbəyi aşkar edildikdən sonra [GRB 980329] infraqırmızı müşahidələri solğun bir həmkar tapdı (Klose və digərləri 1998 Palazzi və digərləri 1998 Metzger 1998): bu, optik sönmənin bu mənbə üçün əhəmiyyətli olduğunu göstərdi. (Larkin et al. 1998 Taylor et al. 1998b) və / və ya redshift böyük idi (Fruchter 1999). " [24]

Sağdakı şəkil "Whirlpool Galaxy'nin (M51 kimi də bilinir) birləşmiş şəklidir. Yaşıl görüntü Hubble Space Teleskopundandır və optik dalğa uzunluğunu göstərir. SCUBA-2 tərəfindən təsbit edilən submillimetr işığı qırmızı rəngdə (850 mikron) göstərilir. Whirlpool Galaxy, Canes Venatici bürcündə Dünyadan təxminən 31 milyon işıq ili məsafəsindədir. " [25]

The hidrogen xətti, 21 santimetr xətt və ya Salam xətti neytral hidrogen atomlarının enerji vəziyyətindəki bir dəyişiklik nəticəsində yaranan elektromaqnit şüalanma spektral xəttinə aiddir. Bu elektromaqnit şüalanma 1420.40575177 [megahertz] MHz dəqiq tezlikdədir ki, bu da boş yerdəki 21.10611405413 sm vakuum dalğa uzunluğuna bərabərdir. Bu dalğa uzunluğu və ya tezliyi elektromaqnit spektrinin mikrodalğalı radio bölgəsinə düşür və bu radio dalğaları görünən işığa qeyri-şəffaf olan ulduzlararası kosmik toz buludlarına nüfuz edə bildiyindən radio astronomiyada tez-tez müşahidə olunur.

Fotosferin üstündəki Günəşin hissələri ümumilikdə günəş atmosferi. [26] Onlara radiodan görünən işıqdan qamma şüalarına qədər elektromaqnit spektri boyunca işləyən teleskoplarla baxmaq olar və beş əsas zonadan ibarətdir: temperatur minimum, xromosfer, keçid bölgəsi, tac və heliosfer. [26]

Sağda 4.6 GHz tezlikli Günəşin bir radio şəkli var. "Ən parlaq diskret radio mənbəyi Günəşdir, lakin görünən işığa nisbətən daha az dominantdır. Günəş doğanda da radio səması həmişə qaranlıqdır, çünki atmosfer tozları dalğa uzunluqları olan radio dalğalarını səpələmir. toz hissəciklərindən daha uzun. " [6]

"4.6 GHz-lik sakit Günəş [Çox Böyük Array] VLA tərəfindən 12 arsec çözünürlüklə və ya Günəşin səthində təqribən 8400 km məsafədə təsvir edilmişdir. Bu saxta rəngli görüntüdəki ən parlaq xüsusiyyətlər (qırmızı) parlaqlıq temperaturlarına malikdir

10 6 K və günəş ləkələri ilə üst-üstə düşür. Yaşıl xüsusiyyətlər daha soyuqdur və Günəş atmosferinin harada sıx olduğunu göstərir. Bu tezlikdə Günəşin radio yayan səthi orta hesabla 3 x 10 4 K temperaturdadır və tünd göy rəng xüsusiyyətləri hələ daha soyuqdur. Diskin altından keçən mavi çizgi Günəşin atmosferinin çox incə olduğu filament kanal adlanan bir xüsusiyyətdir: Günəşin Cənub Qütbünün sərhədini göstərir. Radio Sun optik Günəşdən bir qədər daha böyükdür: bu görüntüdəki günəş ətrafı (diskin kənarı) optik ətrafdan təxminən 20000 km yuxarıdır. "[6]

10.7 santimetrdə Günəşdən radio emissiyalarının birbaşa ölçülməsi, eyni zamanda Yer atmosferi bu dalğa uzunluğunda şəffaf olduğundan yerdən ölçülə bilən günəş fəaliyyətinin vəkilini təmin edir.

Günəş zirvəsinin ümumi istiqaməti Veqa ulduzunun cənub-qərbində, Herakl bürcünün yaxınlığında yerləşir. Günəş zirvəsi üçün bir neçə koordinat var. Görmə koordinatları (görünən hərəkətin vizual müşahidəsi ilə əldə edildiyi kimi) [sağ] qalxma (RA) 18 saat 28 m 0 s və 30 ° şimal meylidir (dek) (qalaktik koordinatlarda: 56.24 ° Boylam, 22.54 ° enlik) . Radioastronomik vəziyyət RA 18 h 03 m 50.2 s və dec 30 ° 00 ′ 16.8 ″ (qalaktik koordinatlar: 58.87 ° Boylam, 17.72 ° enlik).

Merkurinin Radar Astronomiyası "[i] yerdən məsafənin [dəyəri] göstərdi [r] otasiya dövrü, kitablaşdırma, [və] səth xəritələməsi, [xüsusilə] qütb bölgələrinin.

"1991-ci ildə, Puerto Rikodakı Arecibo radio teleskopu Merkurinin qütblərində qeyri-adi radar parlaq ləkələr aşkar etdi, su buzları olacağı təqdirdə radio dalğalarını gözlədiyi nöqtələr [sağ tərəfdəki şəkildə sarı bölgələr]. bu yamaların 1970-ci illərdə Mariner 10 kosmik gəmisi tərəfindən xəritələnmiş böyük təsir kraterlərinin yerləşdiyi yerə uyğun gəldi. " [27]

"Kosmik gəminin 2011-ci ildə və bu ilin əvvəlində çəkilən Merkuri Dual Görüntüləmə Sistemindən çəkilən görüntülər Merkurinin şimal və cənub qütblərindəki radar parlaq xüsusiyyətlərinin Merkurinin səthindəki kölgəli bölgələr içərisində olduğunu və su-buz fərziyyəsinə uyğun tapıntıları təsdiqlədi." [27]

"Neytron məlumatları göstərir ki, Merkurinin radar parlaq qütb çöküntüləri, ortalama olaraq hidrogenlə zəngin olan 10 ilə 20 santimetr qalınlığında bir səth təbəqəsinin altında on santimetrdən çox qalınlığında hidrogenlə zəngin bir təbəqə ehtiva edir". [28]

"Gömülmüş təbəqə demək olar ki, təmiz su buzuna uyğun bir hidrogen tərkibinə malikdir." [28]

"Bu yansıtma anomaliyaları qütb tərəfə baxan yamaclarda cəmlənmişdir və səthə yaxın su buzunun nəticəsi olaraq postüle edilmiş yüksək radar arxa səth bölgələri ilə məkan olaraq bir-birinə yerləşdirilmişdir". [29]

"Müşahidə olunan yansıtmanın modelləşdirilmiş temperaturla əlaqəsi, optik cəhətdən parlaq bölgələrin yerüstü su buzları ilə uyğun olduğunu göstərir." [29]

MESSENGER-in Mercury Laser Altimeter (MLA) məlumatları "yüksək radar arxa bölgədəki bölgələrin məkan bölgüsünün, istilik baxımından sabit su buzunun proqnozlaşdırılan paylanması ilə yaxşı uyğun olduğunu göstərir". [30]

Veneranın birmənalı olmayan ilk aşkarlanması 10 Mart 1961-ci ildə Jet Propulsion Laboratoriyası (JPL) tərəfindən həyata keçirildi. Tezliklə AU-nun düzgün ölçülməsi baş verdi.

"Planet astronomiyasında radarın üstünlükləri (1) müşahidəçinin hədəfi işıqlandırmaq üçün istifadə olunan tutarlı siqnalın bütün xüsusiyyətlərini idarə etməsindən, xüsusən dalğa formasının vaxt / tezlik modulyasiyasından və qütbləşməsindən (2) radarın obyektləri həll etmə qabiliyyətindən qaynaqlanır. zaman gecikməsində echo gücünün paylanması və Doppler tezliyi (3) ilə gecikmə-doppler ölçmələrinin orbitləri və spin vektorlarını məhdudlaşdırdığı və optik olaraq qeyri-şəffaf planet buludlarına asanlıqla nüfuz edən (4) santimetr-metr dalğa uzunluqlarının ölçüləri ilə fəza olaraq. və kometa komaları, səthə yaxın makroyapı və kütlə sıxlığının araşdırılmasına icazə verir və yüksək metal konsentrasiyalarına və ya bəzi hallarda buzlara həssasdır. " [31]

Radio astronomiyasından istifadə edilərkən, solda ortaya çıxan radar görüntüsü, bulud təbəqələrinin altındakı qayalıq bir cisim olduğunu göstərir.

Çoxsaylı hava və kosmik aparat radarları müxtəlif məqsədlər üçün bütün planetimizi xəritəyə saldı. Bir nümunə, Yer kürəsini 30 m qətnamə ilə xəritələşdirən Shuttle Radar Topography Missiyasıdır.

Sağda RADARSAT Sintetik Diyafram Radar məlumatlarından hazırlanmış Antarktidanın gölgeli bir relyef xəritəsi var. RADARSAT Kanada peykidir.

"Ay nisbətən yaxındır və 1946-cı ildə texnikanın icadından dərhal sonra radarla aşkar edilmişdir. [32] [33] Ölçmələrə səth pürüzlülüyü və daha sonra qütblərə yaxın kölgələnmiş bölgələrin xəritələşdirilməsi daxil edilmişdir.

"Ebb və Flow adlı iki kosmik gəmi arasındakı çox dəqiq mikrodalğalı ölçmələr cazibə qüvvəsini yüksək dəqiqlik və yüksək məkan qətnaməsi ilə xəritələşdirmək üçün istifadə edildi. Göstərilən sahə səthdəki blokları təxminən 20 mil məsafədə həll edir və ölçmələr üç-beş əmrdir. Əvvəlki məlumatlara nisbətən böyüklüyü yaxşılaşdırdı. Qırmızı kütlə həddinə, mavi isə kütləvi çatışmazlıqlara uyğundur. Xəritədə Ayın uzaq hissəsindəki ilə müqayisədə daha kiçik miqyaslı detallar göstərilir, çünki uzaq tərəfdə daha çox kiçik krater var. " [34]

"Yerin ayı ətrafında dövr edən əkiz NASA zondları, hər hansı bir göy cisminin ən yüksək qətnamə cazibə sahəsi xəritəsini yaratdı. Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) missiyası tərəfindən yaradılan yeni xəritə, alimlərə Ayın daxili quruluşu və tərkibi haqqında məlumat əldə etməyə imkan verir. görünməmiş bir detal. İki paltaryuyan maşın ölçülü kosmik gəmidən alınan məlumatlar da, Yer kürəsinin və Günəş sistemindəki digər qayalı planetlərin necə meydana gəldiyini və inkişaf etdiyini daha yaxşı başa düşəcəkdir. " [34]

"Cazibə sahəsi xəritəsi əvvəllər heç vaxt ətraflı görünməmiş xüsusiyyətləri, məsələn tektonik quruluşlar, vulkanik relyef formaları, hövzə halqaları, kraterin mərkəzi zirvələri və çoxsaylı sadə, kasa şəkilli kraterləri göstərir. Məlumatlar da Ayın cazibə sahəsininkinə bənzəmir. günəş sistemimizdəki hər hansı bir yer planetidir. " [35]

"" Bu xəritənin bizə söylədiyi budur ki, bildiyimiz hər hansı bir göy cismindən daha çox, Ay cazibə sahəsini qoluna taxır "dedi Cambridge Massachusetts Texnologiya İnstitutunun GRAIL baş müstəntiqi Maria Zuber." cazibə sahəsindəki nəzərəçarpacaq bir dəyişiklik, bu dəyişikliyi kraterlər, rillələr və ya dağlar kimi səth topoqrafiyası xüsusiyyətləri ilə senkronize edə bilərik. "" [35]

"Zuberə görə, Ayın cazibə sahəsi bütün yer planetar cisimlərini xarakterizə edən zərbə bombardmanının rekordunu qoruyur və dərin qabığa və bəlkə də mantiyaya qədər uzanan daxili hissələrin qırılmasına dair dəlillər ortaya qoyur. Bu zərbə qeydləri qorunur və indi dəqiq ölçülür, Zondlar Ayın dağlıq qabığının kütləvi sıxlığının ümumiyyətlə güman edildiyindən xeyli aşağı olduğunu ortaya çıxardı.Bu aşağı toplu qabığın sıxlığı 1970-ci illərin əvvəllərində apollonun son Ay missiyaları zamanı əldə edilən məlumatlarla yaxşı uyğun gəlir və bu da yerli nümunələrin geri döndüyünü göstərir. astronavtlar qlobal proseslərin göstəricisidir. " [35]

"" Yeni qabığın toplu sıxlığı təyini ilə ay qabığının orta qalınlığının 21 ilə 27 mil (34 ilə 43 kilometr) arasında olduğunu, bu da əvvəllər düşünüləndən təxminən 6 ilə 12 mil (10 ilə 20 kilometr) arıq olduğunu gördük. "dedi. Physique du Globe de Paris Institutunun GRAIL həmmüəllifi Mark Wieczorek." Bu qabığın qalınlığı ilə Ayın toplu tərkibi Yerinkinə bənzəyir. Bu, Ayın Günəş sistemi tarixinin əvvəllərindəki nəhəng bir təsir hadisəsi zamanı atılan Yerdəki materiallardan qaynaqlandığı modelləri dəstəkləyir. "" [35]

"Xəritə xəritədə ayın formalaşmasında dövr etdikləri zaman aralarındakı məsafəni dəqiq bir şəkildə təyin etmək üçün radio siqnallarını ötürən kosmik gəmi tərəfindən yaradıldı. Dağlar və kraterlər kimi görünən xüsusiyyətlərin və gizli kütlələrin səbəb olduğu daha böyük və daha az cazibə sahələri üzərində uçarkən. Ay səthinin altında, iki kosmik gəmi arasındakı məsafə bir qədər dəyişəcək. " [35]

"" Əvvəlki məlumatlar cədvəllərində göründüyündən daha kiçik və daha dar strukturları vurğulamaq üçün cazibə sahəsinin gradiyentlərindən istifadə etdik "dedi. Kolorado Minalar Məktəbinin Qızıl rəngli GRAIL qonağı alim Jeff Andrews-Hanna." Bu məlumatlar uzunluğu, xətti cazibə anomaliyaları, uzunluğu yüzlərlə kilometr olan səthi kəsişən populyasiya. Bu xətti cazibə anomaliyaları bəndlərin və ya yeraltı qatında bərkimiş magmanın uzun, nazik, şaquli cisimlərinin olduğunu göstərir. Dəndələr Aydakı ən qədim xüsusiyyətlərdəndir və bunları anlamaq bizə ilk tarixlərindən xəbər verəcəkdir. "" [35]

"Clementine 1994-cü ildə Ayın ətrafında 71 gün dövr etdi, Ayı 11 dalğa boyu qlobal olaraq xəritəyə çıxardı və topoqrafiyasını lazerlə dəyişərək ölçdü. [.] Bistatik radar təcrübəsi (kosmik aparat Yerdəki əks-sədaları dinləyərkən ötürüldüyü üçün belə adlanır) Ayın cənub qütbünün yaxınlığındakı qaranlıq ərazilərdə yüksək dairəvi qütbləşmə nisbətinə malik material üçün dəlil tapıldı. " [36]

"Bu arada, Yer üzündəki astronomlar Clementine və Lunar Prospector [1998-2000] nəticələrini şübhə altına alan nəticələr dərc etməyə başladılar. Nəhəng Arecibo radioteleskopu ilə yerdən radar şəkilləri çəkildi. Həm davamlı qaranlıqda, həm də yüksək CPR ilə radar yansımaları tapdılar. günəş işığı altında buzlar sabit deyil, bu səbəbdən bütün yüksək CPR-nin ay qütblərində olması halında səth pürüzlülüyündən qaynaqlandığını, radar xəritəsində görünməyən incə bir şəkildə yayılmış bir formada olması lazım olduğunu söylədilər. " [36]

Clemintine'den edilən təcrübə "bistatik idi, yəni verici və alıcı fərqli yerlərdə idi. Bistatik radar, yansımaları faz bucağı, ötürülən və qəbul edilən radio şüaları arasındakı bucağı müşahidə etmək üstünlüyünə malikdir [.]. Bu faza bağlılıq vacibdir. Velosiped yansıtıcısına düz bucaq altında baxdıqda alınan təsirə bənzəyir: müəyyən açılarda, şəffaf plastik düzəltmədə daxili düzlüklər və çox parlaq bir əks görünür .. Eynilə, həm radioda, həm də Aydakı görünən dalğa boylarında , "müxalifət dalğası" nı görürük, birbaşa günəşdən aşağıya baxan parlaqlıqda açıq bir artım (sıfır faza). Clementine, Ayın faza asılılığını müşahidə edə biləcəyimiz kimi dövr etdi [.] və xüsusi olaraq bu "müxalifət dalğasını" axtardıq. , Uyğun Backscatter Müxalifət Təsiri (CBOE) adlanır. CBOE, planet səthlərindəki buzları müəyyənləşdirmək üçün xüsusilə dəyərlidir. " [36]

"Klementine sağ dairəvi polarizasiya (RCP) radiosunu ötürdü və Yer üzündə həm sağ, həm də dairəvi polarizasiya (LCP) kanallarında dinlədik. Bu iki kanalda alınan güc nisbətinə dairəvi polarizasiya nisbəti (CPR) deyilir. Quru , ekvatorial Ayın CPR'si birdən azdır, lakin Yupiterin buzlu peyklərinin hamısının CPR'si birdən böyükdür.Bu obyektlərin su buz səthlərinə sahib olduğunu bilirik, buz dalğaların buza nüfuz etdiyi radio şəffaf bir mühit rolunu oynayır. , dəfələrlə səpələnir və əks olunur və bəzi dalğalar göndərildiyi kimi qütbləşmə mənasında qəbul ediləcək şəkildə geri qaytarılır - birlikdən daha böyük CPR var "[36]

"Yalnız CPR ilə bağlı problem, bir çox kiçik künc reflektorları meydana gətirən açıları olan kobud, tıxalı bir lav axını kimi çox kobud səthlərdən də yüksək dəyərlər əldə edə bilməyimizdir. Bu vəziyyətdə bir radio dalğası qaya üzünə dəyə bilər (RCP-ni LCP-yə dəyişdirmək) və sonra başqa bir daş üzünə sıçrayaraq (LCP-ni yenidən RCP-yə dəyişdirmək) və dolayısı ilə qəbulediciyə [.]. Bu “cüt sıçrayış” təsiri eyni zamanda “eyni mənada” əks olunmada yüksək CPR yaradır. buz hədəflərindən alınan inkişaf etmiş CPR'yi təqlid edin. " [36]

Sağ altda, ötürücü kimi Goldstone DSS-14 antennası və qəbuledici olaraq DSS-13 istifadə edən bir görüntü var, bu da radar interferometriyasının bir formasıdır. Arecibo görüntüsündə cənub qütbünə xaç Qızıltaş təsvirinin Shackleton kraterindədir.

Dördüncü sağda, 850 mikronda istilik emissiyasından istifadə edən Ayın şəkli.

"Ay və planetlərin radio dalğa boylarında əks olunan günəş radiasiyası ilə aşkarlanması mümkün deyil. Ancaq hamısı termal radiasiya yayır və Yupiter də güclü bir qeyri-termal qaynaqdır. Günəş birdən söndürülsəydi, planetlər bir radio üçün radio mənbəyi olaraq qalacaqdılar. uzun müddət, soyuduqca yavaş yavaş solur. İlk baxışda, Ayın second = 0.85 mm radio görüntüsü [sağda ikinci] tanış görünür, amma görünən Aydan fərqlər var. " [6]

"Ayın tünd sağ tərəfi Günəş tərəfindən işıqlandırılmır, lakin hələ də ay gecəsi mütləq sıfıra qədər soyumadığı üçün radio dalğaları yayır. Daha incə bir nöqtə, radio emissiyasının görünən səthdə meydana gəlməməsidir. on dalğa boyu qalınlığında bir təbəqədən çıxır və nəticədə Ayın aylıq temperatur dəyişikliyi artan dalğa boyu azalır.Bu dalğa uzunluğundan asılı olan temperatur dəyişikliyi Ayın qayalıq və tozlu xarici təbəqələrinin keçiriciliyi və istilik tutumu haqqında məlumatları kodlayır. " [6]

"[Sağdakı beşinci] kimi radar şəkilləri bu yaxınlarda Ay qütblərinin yaxınlığında soyuq kraterlərdə sıxılmış su buzunu axtarmaq üçün istifadə edildi." [6]

ESA Lunar Lander Missiyası Ay Tozu Ətraf və Plazma Paketi: "Radio spektrini müşahidə edin (gələcək radiasiya astronomiyası fəaliyyətlərinə hazırlaşmaq üçün əlavə bir məqsəd qoyaraq.)" [37]

Planetlərarası sintilyasiya göy mənşəli radio dalğalarının intensivliyindəki bir neçə saniyədəki zaman şkalasında təsadüfi dalğalanmalara aiddir. Gecə göydəki ulduzlara baxarkən parıldayan birinə bənzəyir, ancaq görünəndən daha çox elektromaqnit spektrinin radio hissəsində. Planetlərarası sintilləşmə, radio dalğalarının günəş küləyini təşkil edən elektron və protonların sıxlığındakı dalğalanmaların nəticəsidir.

Sintilyasiya dalğaların keçdiyi mühitin qırılma indeksindəki dəyişikliklər nəticəsində baş verir. Günəş küləyi, əsasən elektronlardan və tək protonlardan ibarət olan bir plazmadır və qırılma indeksindəki dəyişikliklər plazmanın sıxlığındakı dəyişikliklərdən qaynaqlanır. [38] Fərqli qırılma indeksləri, fərqli yerlərdən keçən dalğalar arasında faz dəyişikliklərinə səbəb olur və bu da müdaxilə ilə nəticələnir. Dalğalar qarışdıqca həm dalğanın tezliyi, həm də açısal ölçüsü genişlənir və intensivliyi dəyişir. [39]


1. Giriş

Hava, rütubət və təzyiq kimi yuxarı atmosfer şəraitinin yüksək keyfiyyətli ölçmələri dəqiq hava proqnozu üçün vacibdir. Buna görə yüksək atmosferli yuxarı profillər istehsal edə bilən ədədi hava proqnozlaşdırma modelləri inkişaf etdirmək lazımdır. Radiosond müşahidələri (RAOBs) təxminən 30 km yüksəkliyə qədər yüksək dəqiqliklə temperatur, rütubət və təzyiqin birbaşa ölçülməsini aparır. Bununla birlikdə, RAOB ölçmələri seçilmiş yerlərdə gündə yalnız iki dəfə aparılır (New York State [NYS] gündə yalnız altı səsləndirici profildən ibarət üç sahəyə malikdir). Səslənən məlumatların müvəqqəti və məkan qətnamələrini yaxşılaşdırmaq üçün passiv infraqırmızı və ya mikrodalğalı spektral radiasiya ölçülərinə və aktiv lidar ölçülərinə əsaslanan müxtəlif yanaşmalar təklif edilmiş və tətbiq edilmişdir. Bu cür sistemlər qənaətlidir və müəyyən bir 24 saat ərzində atmosfer profillərini sürətlə geri götürə bilirlər (Blumstein və s., 2004 Boukabara və s., 2011 Jang və s., 2017 Sanò və s., 2015).

20-60 GHz aralığında işləyən mikrodalğalı radiometr (MWR), nisbətən yüksək müvəqqəti qətnamə ilə istilik və su buxarı profillərinin davamlı alınmasını təmin etmək potensialına malikdir. Reqressiya (Westwater, 1993), Bayesian maksimum ehtimalı (Keihm & Marsh, 1996) və sinir şəbəkəsi (NN, Cadeddu et al., 2009) kimi statistik inversiya metodları əvvəllər bu profilləri əldə etmək üçün tətbiq edilmişdi. Bu metodlar MWR ölçmələrini müşahidə sahəsinin yaxınlığında və ya müxtəlif model çıxışlarla radiosond klimatologiya ilə birləşdirdi. Solheim et al. (1998) bu statistik inversiya metodlarının üstünlüklərini və çatışmazlıqlarını ətraflı şəkildə müqayisə etdi. Ümumiyyətlə, bu metodlar qeyri-xətti problemlərin həllində böyük məhdudiyyətlərə malikdir və onların uğurlu fəaliyyəti çox sayda təlim nümunəsinə əsaslanır.

Birölçülü variasiya (1DVAR) yanaşması, məsrəf funksiyasını eyni zamanda minimuma endirməklə yanaşı optimal həll yolu tapmaq üçün dəqiq irəli radiasiya köçürmə modelindən və təkrarlardan istifadə edən fiziki inversiya metodudur. Bir neçə tədqiqat bu metodun ənənəvi statistik metodlardan daha yaxşı inversiya dəqiqliyini əldə etdiyini göstərmişdir (Cimini et al., 2010 Duncan & Kummerow, 2016 Hewison, 2007). İlk təxminin dəqiqliyi 1DVAR metodunun alınmasına təsir göstərən vacib amildir. Əksər tədqiqatlar ədədi proqnoz model nəticələrini 1DVAR alqoritminin ilkin dəyərləri kimi qəbul etmişdir. Avropa Orta Ölçək Hava Proqnozu Mərkəzi və Milli Ətraf Mühitin Proqnozlaşdırma Mərkəzinin (NCEP) qlobal proqnozları, ən çox istifadə edilən apriori məlumatlarından biridir. Rəqəmsal proqnozlaşdırma modellərinin nəticələrini birləşdirərək 1DVAR metodundan istifadə edərək atmosfer profillərini almaq üçün həm peyk, həm də yerüstü MWR tətbiq oluna bilər.Liu və Weng (2005) inkişaf etmiş mikrodalğalı səsləndirmə vahidlərinin cihaz ölçmələrindən temperatur, rütubət və maye suyun atmosfer şaquli profillərini çıxarmaq üçün 1DVAR alqoritmindən istifadə etdilər. Hewison (2007), 12 kanallı yerüstü MWR-dən istilik, su buxarı və bulud profillərinin 1DVAR alınmasını təqdim etdi. Yuxarıda göstərilən metodlarda tədqiqatçılar tərəfindən qəbul edilmiş apriori məlumat əsasən 6 və ya 12 saatlıq ədədi proqnoz modelinin nəticələridir ki, bu metodlar məhdud proqnoz dəqiqliyini təmin edir (Benjamin və digərləri, 2016). Alma nəticələrini yaxşılaşdırmaq üçün Cimini et al. (2011) ABŞ Milli Okean və Atmosfer İdarəetməsinin Yerli Analiz və Proqnozlaşdırma Sisteminin saatlıq təhlilini 2010 Qış Olimpiya Oyunları üçün 1DVAR axtarışlarında əsas məlumat olaraq qəbul etdi. Martinet et al. (2017) konvektiv miqyaslı modeldən 1 saatlıq proqnozlar ilə yerüstü MWR-dən parlaqlıq temperatur ölçmələrini birləşdirərək bir Alp vadisində temperatur profil axtarışlarını təqdim etdi. Bu yaxınlarda NCEP, bütün Şimali Amerikanı əhatə edən yeni bir saatlıq yenilənmiş ədədi hava proqnozlaşdırma sistemi olan Rapid Yeniləmə (RAP) hazırladı (Benjamin və s., 2016), mövcud atmosfer vəziyyəti barədə əvvəlcədən məlumat əldə etməyə imkan verir.

New York Dövlət Universiteti, Albany Universiteti, Federal Təcili Yardım İdarəetmə Agentliyi, NYS Milli Təhlükəsizlik və Təcili Xidmətlər şöbəsi və Milli Hava Xidməti ilə ortaq şəkildə yüksək səviyyəli bir cihaz aşkar edərək inkişaf etmiş bir əyalətdə Mesonet inkişaf etdirdi. təsir hava hadisələri. NYS Mesonet, əyalət boyunca ortalama məsafəsi 25 km olan 126 stansiya şəbəkəsindən ibarətdir. Hər Mesonet sahəsi səth istiliyi, nisbi rütubət, küləyin sürəti və istiqaməti, yağıntılar, günəş radiasiyası, atmosfer təzyiqi və torpaq dərinliyi üç dərinlikdə olan temperatur daxil olmaqla “standart” ölçü dəsti təmin edir. 126 sahədən 17-si "genişləndirilmiş" və ya dəqiq spektral günəş radiasiyasının paylanmasını, bulud örtüyünün paylanmasını və hərəkəti, 3-ölçülü küləkləri ölçən bir Doppler lidarını ölçən ətraf mühitin səmavi görüntüləyicisi-radiometri (eSIR) daxil olmaqla əlavə, xüsusi cihazlarla təchiz edilmişdir. şaquli yerüstü səthdən 1-2 km-ə qədər və şaquli temperatur və nəm profillərini təmin edən MWR profiler (MWRP) yer səthindən 10 km. MWRP-nin axtarış nəticələri yalnız məhdud axtarış dəqiqliyini təmin edə bilən daxili NN modelinə əsaslanır. NN konfiqurasiyasının yaxşılaşdırılması (Blackwell, 2005) alətin çevrilmə qabiliyyətini artırmaq üçün mümkün bir seçimdir. Bununla birlikdə, NN alqoritminin birmənalı olmayan fiziki mənaları və şəbəkə parametrlərini yetişdirmək üçün çox sayda tarixi səsvermə məlumatlarına ehtiyac daxil olmaqla məhdudiyyətləri var. Şaquli temperatur və rütubət profilləri üçün MWRP ölçmələrindən istifadə etmək üçün yerüstü MWRP-dən müşahidələri KAP-ın proqnozlaşdırılan profilləri (yenidən təhlili) ilə birləşdirən yeni 1DVAR metodu hazırlanmışdır. Yerüstü MWRP və RAP məlumatları Bölmə 2-də təqdim olunur. Bölmə 3, 1DVAR axtarış metodunun əsas konsepsiyasını təqdim edir. Bölmə 4, NYS Mesonet üçün hazırlanmış 1DVAR axtarış alqoritminin nəticələrini ətraflı təsvir edir. Gələcək tədqiqatlar üçün nəticələr və təkliflər 5-ci bölmədə müzakirə olunur.


1. Giriş

Buludlar Yerin radiasiya və hidroloji büdcəsinin tənzimlənməsində mühüm rol oynayır (Pincus et al., 2012 Slonaker & Van Woert, 1999 Stephens, 2005 Tiedtke, 1993). Albedo və istixana effekti (Ramanathan et al., 1989 Wood, 2012) vasitəsilə radiasiyanı təsir edir, bu da sırasıyla iqlim sistemində bir soyutma və istiləşmə təsiri yaradır. Qlobal miqyasda, buludun radiasiya məcburiyyətinin Yer üzündəki xalis təsiri təqribən -20 W / m 2-dir (Wielicki və digərləri, 1995). Buludlar nəmin yağıntılar vasitəsilə yenidən paylanaraq Yerin hidroloji dövranını da təsir edir (Ramanathan et al., 2001). Buludların əmələ gəlməsini, daşınmasını və dağılmasını idarə edən proseslər həm müvəqqəti, həm də məkan miqyasında çox dəyişir və bu proseslər qlobal iqlim modellərində (GCM) zəif təmsil olunur (Arakawa, 2004 Lauer & Hamilton, 2013 Randall et al., 2003) . Bu modellərdə bulud prosesi təmsilçiliyindəki dəyişiklik, bu modellər arasında bulud geribildiriminin fərqinə səbəb olur (Dufresne & Bony, 2008). Bulud rəy qeyri-müəyyənliyi artan istixana qazı tullantıları səbəbindən gələcək iqlimin proqnozlaşdırılmasında ən vacib qeyri-müəyyənlik mənbəyi kimi qəbul edilir (Colman, 2003 İqlim Dəyişikliyi üzrə Hökumətlərarası Panel, 2013). Bu səbəbdən, iqlim modellərində simulyasiyasını yaxşılaşdırmaq üçün onların məkan və müvəqqəti dəyişikliklərini tənzimləyən bulud mikrofiziki və makrofiziki xüsusiyyətlərinin dəqiq məlumatlarına ehtiyac var (Gettelman və digərləri, 2010 Zhang və digərləri, 1996).

Bulud xüsusiyyətlərinə dair peyk müşahidələri, buludların atmosfer və səth istiliyini, atmosfer və okean dinamikasını və yağış qanunauyğunluqlarını necə idarə etdiyinə dair mühüm fikirlər verir (Stephens et al., 2002 Xie, 2004). Qlobal bulud xüsusiyyətlərinin davamlı və hərtərəfli bir qeydini təmin edərək yerüstü və havadakı müşahidələri tamamlayır və GCM-lərin qiymətləndirilməsi və təkmilləşdirilməsi üçün vacibdirlər (Hollmann və digərləri, 2013). Yerüstü müşahidələr və havadan in-situ ölçmələr buludları yüksək müvəqqəti və məkan həllində öyrənmək üçün istifadə edilə bilər və bulud mikrofizik prosesi tədqiqatı üçün vacibdir (Bailey & Hallett, 2009 McFarquhar və digərləri, 2007). Bununla birlikdə, bu ölçmələr kiçik coğrafi bölgələrdə yalnız məhdud müddətləri əhatə edir və əsasən quru əraziləri əhatə edir. Peyk ölçmələri bu zəif cəhətləri aradan qaldırmaq və buludları qlobal miqyasda öyrənmək üçün yeganə seçimdir.

Atmosferdə olan qatılaşdırılmış suyun ümumi miqdarı və hissəcik ölçüsü buludun iqlimə radiasiya təsirini təyin edən ən vacib parametrlərdən biridir (Heymsfield və digərləri, 2003 Sengupta və digərləri, 2003 Shupe & Intrieri, 2004). Maye su yolu (LWP) iqlim sisteminin hidroloji və radiasiya xüsusiyyətlərini birləşdirir (Horvath və digərləri, 2014) və eyni zamanda GCM-lərin iqlim həssaslığını təsir edir (Ceppi və digərləri, 2016 Lebsock & Su, 2014). Həm də tez-tez iqlim modellərində istehsal olunur və onu model doğrulaması üçün müşahidələr və simulyasiyalar arasında asanlıqla müqayisə edilə bilən bir xüsusiyyətə çevirir (Leinonen et al., 2016).

Qütb bölgələrində, illik qlobal ortalamadan fərqli olaraq, buludlar səthdə pozitiv bir radiasiya qüvvəsi tətbiq edir və bulud-okean-dəniz / quru buzlu radiasiya geribildirimində əhəmiyyətli bir əlaqə yaradır (Intrieri et al., 2002 Pavolonis & Key, 2003). Bununla birlikdə, qütb buludları üzərində proses yönümlü tədqiqat üçün etibarlı müşahidə məlumatlarının məhdudlaşdırılması qütb buludlarının modellərdə zəif simulyasiya edildiyi deməkdir (Karlsson & Svensson, 2011 Korolev et al., 2017 Tsushima et al., 2006). Buludlarla ziddiyyəti azaldan parlaq qar və buz səthləri, uzun müddət günəş izolasiyasının olmaması və temperatur inversiyalarının və qarışıq fazalı buludların tez-tez olması qütb buludlarını öyrənmək üçün böyük çətinliklər yaradır. Əvvəlki tədqiqatlar Arktikada qarışıq fazalı buludların dominant bulud növü olduğunu göstərmişdir (Morrison və digərləri, 2012 Shupe və ark., 2006 Turner, 2005). Maye və buz hissəciklərinin nisbi miqdarı qarışıq fazalı buludların radiasiya xüsusiyyətlərinə təsir göstərir (McCoy və digərləri, 2014). Nəticədə, müxtəlif bulud fazalarının qarışıq fazalı buludlarda nisbi paylanmasını idarə edən mikrofiziki prosesləri müşahidə etmək və anlamaq vacibdir.

Qütb bölgələrində mövcud LWP peyk məlumat dəstlərində böyük qeyri-müəyyənliklər mövcuddur. Mikrodalğalı ölçmələr quruda və ya dəniz buzunda LWP axtarışını təmin edə bilməz. Beləliklə, MODIS axtarışları qütb buludları üçün əsas məlumat mənbəyidir. Lakin əvvəlki tədqiqatlar göstərir ki, MODIS LWP, mikrodalğalı ölçmələrlə müqayisədə yüksək enliklərdə getdikcə daha çox yanaşma nümayiş etdirir (Seethala & Horváth, 2010 Lebsock & Su, 2014). Məhdud məlumat mənbələri və qeyri-müəyyənliklər qlobal və zona ortalamalarında 2-dən çox fərqi göstərən qütb bölgələrində model LWP simulyasiyalarının məhdudlaşdırılmasının çətin olduğunu göstərir (Jiang və digərləri, 2012 Lauer & Hamilton, 2013). Buna görə də, qütb bölgələrində MODIS LWP axtarışlarının daha da yaxşılaşdırılması vacibdir.

Bu işdə, əvvəlcə qarışıq fazalı buludların olması, ikincisi isə günəş zenitinin bucaqdan asılılığı səbəbindən A-Train peyk ölçmələri ilə yüksək enliklərdə MODIS LWP axtarışlarında qeyri-müəyyənlik yarada biləcək iki əsas mexanizmi araşdırırıq. Əvvəlki tədqiqatlar qütb bölgələrində qarışıq fazalı buludların baş vermə tezliyini yüksək göstərmişdir (Wang et al., 2013 Zhang et al., 2010). Modellərdə zəif təmsil olunurlar və bu buludlardakı faz bölməsindəki qeyri-müəyyənlik, böyük intermodel bulud radiasiya məcburiyyətində olan fərqlərə səbəb olur (McCoy et al., 2014 Sun & Shine, 1994). Bununla birlikdə, ənənəvi olaraq passiv görünən və infraqırmızı əsaslı peyk ölçmələri bu buludların qarışıq faza xarakterini nəzərə almır və axtarışlar tək maye faza fərziyyəsinə əsaslanır. Bu, bu buludlar üçün alınan LWP-də böyük qərəzlərə səbəb ola bilər. Miller və digərləri. (2014) çoxkanallı SWIR peyk radiometr müşahidələrindən istifadə edərək qarışıq fazalı buludlarda mayenin üst qatının altındakı buz təbəqəsini təyin etmək üçün bir yanaşma inkişaf etdirdi. Luo və s. (2018), Cloud-Aerosol Lidar və İnfraqırmızı Yol Pathfinder Peyk Müşahidəsi (CALIPSO) lidar və infraqırmızı görüntüləmə radiometr ölçmələrini birləşdirərək stratiform qarışıq fazalı buludlarda LWP almaq üçün yeni bir alqoritmi təsvir edir. Yeni alqoritmin Arktika bölgəsi üzərində təkmilləşdirilmiş bulud mülkiyyəti axtarışları təmin etdiyini göstərdilər. Adhikari və Wang (2013, bundan sonra AW13), stratiform qarışıq fazalı buludlar içərisində maye fazlı LWP axtarışlarını yaxşılaşdırmaq üçün buz fazı qatqılarını nəzərə almaq üçün aktiv radar və lidar ölçülərini MODIS yansıtması ilə birləşdirən bir alqoritm hazırladılar. Bu yanaşma, standart MODİS axtarışlarında faza təsnifatı səbəbindən qeyri-müəyyənliyi təyin etmək üçün istifadə edilə bilər.

Bölmə 2 bu işdə istifadə olunan məlumat dəstini və ölçmələri təsvir edir. Bölmə 3-də, MODIS bulud mülkiyyətinin alınmasında qarışıq faza qərəzi və günəş zenit bucağı yanlılığı ilə əlaqəli nəticələri müzakirə etdik və nəhayət, 4-cü hissədə bu işin nəticələrini və nəticələrini müzakirə etdik.


250 GHz-də istilik radiasiyasını ölçən bir IRAM peyki varmı, yoxsa bu yerüstü bir cihaz idi? - Astronomiya

Günəş radio patrulu, Günəşdən gələn radio siqnallarının davamlı izlənməsidir. Günəş bütün radio spektrində yayımlanan genişzolaqlı bir radio ötürücüdür. Bu siqnallar Yer kürəsinə çatdıqda, ümumiyyətlə zəifdirlər (yerli radiostansiya ilə müqayisədə), lakin günəş radio teleskopu ilə qəbul edilə bilər, qeyd olunur, analiz edilir və arxivləşdirilir. Günəşin bütün radio spektrində yaydığı geniş siqnalları izləmək üçün bir neçə radio teleskop tələb olunur və Günəşin 24 saat izlənməsini təmin etmək üçün dünyanın müxtəlif uzunluqlarında bir neçə günəş radio rəsədxanasına ehtiyac vardır.

Günəş radiosu emissiyalarının davamlı izlənməsi bir neçə məqsəd üçün faydalıdır. Günəşdən gələn ilk radio siqnalları, II Dünya Müharibəsinin son illərində John Hey, İngilis radar sistemlərinə müdaxiləni araşdırdıqda aşkar edildi. Müdaxilə edən siqnalların Günəşdən gəldiyi təsbit edildi. Müharibədən sonra elm adamları günəş radio siqnallarının təbiətini və növünü təyin etmək və bunları Günəşdə baş verən fiziki proseslərlə əlaqələndirməkdə maraqlı oldular. Günəş radio patrulunun başlanğıc səbəbi, yaşadığımız kainat və xüsusən də dünyadakı həyatı mümkün edən ulduz haqqında daha çox şey öyrənmək idi. Avstraliyadakı CSIRO alimləri bu araşdırmada ön sıralarda idilər və müşahidə etdikləri müxtəlif günəş radio fəaliyyətlərini təsnif etdilər. Günəş radio patrulunun bu səbəbi bu gün də qüvvədədir və günəş radio məlumatları günəş fizikası biliklərimizi yaxşılaşdırmaq və dəqiqləşdirmək üçün Günəşin digər spektral zolaqdakı müşahidələri ilə birlikdə istifadə olunur.

Günəş radio patrulunun ikinci səbəbi, dəyişkən bir ulduz olan Günəşi seyr etməkdir, çünki bəzən baş verə biləcək partlayışlar Yerdəki və yaxın kosmik mühitdəki həyatı və cihazları təsir edə bilər. Yerli "kosmik hava şəraitimizi" nəzarətdə saxlayırıq. Günəşdən çıxan ümumi enerji (əksəriyyəti infraqırmızı və görünən şüalanmadır) sabit olaraq 0,1% -ə qədər olsa da, elektromaqnit spektrinin radio və rentgen hissələrində günəş çıxışı 5 dərəcə qədər dəyişə bilər ( yəni 100.000 əmsalla). Günəşdən gələn radio partlayışlar Yerdəki və ya kosmosdakı rabitələrə birbaşa müdaxiləyə səbəb ola bilər. 10 santimetrlik bir dalğa uzunluğundakı arxa plan səviyyələri Günəşin ümumi "fəaliyyətinin" yaxşı bir göstəricisidir. Mikrodalğalı frekans emissiyaları günəş rentgen fəaliyyətinin yaxşı bir surrogatıdır (yerdəki ionosferi təsir edir) və günəş hissəcikləri emissiyalarının göstəricilərini də verə bilər. Bəzi aşağı tezlikli günəş tullantılarının sürət sürətinin ölçülməsi Günəşin xarici atmosferindən (tac) müxtəlif fenomenin sürətini göstərə bilər və böyük plazmanın gəliş vaxtını hesablamağa imkan verən kompüter modellərinə giriş təmin edə bilər. Yerdəki buludlar - daha sonra yerüstü rabitə, naviqasiya, uzun boru kəmərləri və elektrik şəbəkələrini təsir edən geomaqnit fırtınalarına səbəb ola bilər. Davamlı günəş radio patrulu beləliklə ictimai və iqtisadi səbəblərdən çox arzuolunandır.

Günəş radio patrulu dünyanın səthindən müxtəlif radio teleskopları ilə təchiz olunmuş radio rəsədxanalardan həyata keçirilə bilər. Günəş tullantılarının böyük tezlik diapazonunu əhatə etmək və şərh məqsədləri üçün bir sıra fərqli ekranlar təmin etmək üçün birdən çox teleskop tələb olunur.

RADİO FREKANS MÜDAXİLƏSİ

Günəş genişzolaqlı radio ötürücüdür. Günəş radiosunun partlayışları bir neçə böyüklük sırası ilə arxa plandakı günəş radiosu emissiyasını aşa bilər. Günəş radio emissiyaları süni elektromaqnit sistemlərə (məsələn, radio və radar) müdaxiləyə səbəb ola bilər. Müdaxilənin avadanlıq problemindən və ya başqa bir süni qaynaqdan çox Günəşdən gəldiyini bilmək çox vaxt faydalıdır.

Arxa fonda günəş radiosu yayılması, dünyanın və ya kosmosun harada olmasından asılı olmayaraq, əksər antennalar tərəfindən müşahidə oluna bilən nisbətən yavaş dəyişən bir mənbəyidir. Bu radio emissiyanın intensivliyi dəqiq bilinirsə, hər kəs tərəfindən avadanlıqların kalibrlənməsi üçün bir mənbə kimi istifadə edilə bilər.

Radio dalğaları bir elektromaqnit enerjisidir. Digər formalar infraqırmızı, görünən və ultrabənövşəyi radiasiyadır. X-şüaları və qamma şüaları da elektromaqnit şüalanmanın formalarıdır. Bu müxtəlif şüalanma növləri arasındakı fərq onların tezliyində və dalğa uzunluğundadır.

Yuxarıdakı diaqramda mikrodalğalar radio dalğalarından ayrı olaraq göstərilmişdir, amma əslində mikrodalğalar normal olaraq radio spektrinin bir hissəsi kimi qəbul edilir.

    VLF Çox Aşağı Frekans
    LF Aşağı Frekans
    MF Orta Frekans
    HF yüksək tezlik
    VHF Çox yüksək tezlik
    UHF Ultra Yüksək Frekans
    SHF Super Yüksək Tezlik
    EHF Son dərəcə yüksək tezlik

Mikrodalğalı dalğa uzunluğu bir ayaqdan (30 sm) az olan siqnallar üçün tarixən işlədilən bir termindir və bu bölgə məktub zolaqlarına bölünmüşdür. Bununla birlikdə, mikrodalğalı lentlər üçün bir neçə təyinat var. Ənənəvi və yeni adlandıracağımız bunlardan ikisi aşağıda verilmişdir. Ənənəvi, II Dünya Müharibəsi dövründə hazırlandı, yenisi isə daha yenidir.

2.3 Bir Radio Verici Olaraq Günəş

Hər hansı bir yükləmə sürətlənsə və ya yavaşlasa, radio dalğaları kimi elektromaqnit enerjisi yaranır. Maddədə elektronlar mənfi yük daşıyır və protonlar müsbət yük daşıyır (elektronların çoxluğu və ya çatışmazlığı ola bilən ionlar müsbət və ya mənfi yük daşıyır).

Normal maddədə atomlar elektrik baxımından neytraldır (nə müsbət, nə də mənfi yükə sahibdirlər, çünki bərabər sayda proton və elektrona sahibdirlər). Lakin metallarda elektronlar müsbət ionların qəfəsi ətrafında sərbəst hərəkət edirlər. Dəyişən bir elektrik sahəsi bir metal və ya digər bir iletkenə tətbiq olunarsa, elektronlar sürətlənə bilər və radio dalğaları yayar (məsələn, bir antenin keçirici hissələrində).

Kosmosda çox böyük metal parçaları yoxdur, ancaq ulduzlardakı və planetlərarası və ulduzlararası mühitdəki material plazma şəklindədir, burada bütövlükdə elektrik neytral olmasına baxmayaraq, elektronlar və ionlar bir-biri ilə möhkəm bağlanmır. və plazma daxilində hərəkət edə bilər (elektronlar metal içərisində hərəkət edə bildiyi kimi).

Plazmanın bu təsvirində elektronlar daha böyük (qırmızı) müsbət ionların ətrafında hərəkət edən kiçik mavi kürələr şəklində göstərilir. İonlar elektronlardan bir neçə min dəfə daha kütləli olduğundan, çox yavaş hərəkət edirlər. Digər tərəfdən elektronlar elektrik və maqnit sahələrinə sürətlə reaksiya verir və sürətləndikdə və ya yavaşladıqda plazmadan çıxan radio yayımının böyük bir hissəsidir. Bunun baş verə biləcəyi bir çox yol var.

Plazmalar onların temperaturu və sıxlığı ilə xarakterizə edilə bilər (unutmayın ki, ion sıxlığı elektron sıxlığına bərabər olmalıdır, ümumilikdə elektrik baxımından neytral olan bir plazma ilə nəticələnir). Əksinə olan diaqramda Günəşdən Dünyaya müxtəlif plazmaların istiliyi və sıxlığı göstərilir.

Günəş kimi isti olan hər hansı bir cisim, sadəcə yüksək temperaturu sayəsində termal şüalanma yayacaq. Bu vəziyyətdə elektronları plazmadakı kiçik bir sahənin ətrafında salınan (sadə harmonik hərəkət dediyimiz) kimi düşünmək olar (bu da isti qazlarda olur, atomlar özləri də salınır). Fərqli elektronlar və ya ionlar (və ya atomlar) fərqli tezliklərdə salınır və qara cisim şüalanması adlanan bir spektr yayımlayır. Bu emissiya plazma və ya qazın istiliyindən asılı olan pik tezliyə və ya dalğa uzunluğuna (maksimum enerji emissiyasının cəmləndiyi yerdə) malikdir.

Günəşin və ya fotosferin səthi, günəş enerjisinin böyük bir hissəsinin kosmosa atıldığı yerdir. Bu enerjinin böyük hissəsi görünən işıq və infraqırmızı şüalanma şəklindədir. Bununla birlikdə, radiasiyanın kiçik bir hissəsi radio dalğaları kimi yayılır. Tac, fotosferdən daha aşağı bir sıxlığa sahib olsa da, daha yüksək temperaturdadır və tacın kiçik parıltısının tamamilə işığa büründüyü görünən spektrdən fərqli olaraq, aşağı tezlikli radio spektrində üstünlük təşkil edir. fotosfer, ayın tam günəş tutulmasında qapalı olduğu hallar istisna olmaqla.

Qeyri-termal şüalanma digər elektronların hərəkətlərindən, o cümlədən maqnit sahələri ətrafındakı hərəkətlərdən meydana gəlir. Günəşdən gələn bu radiasiyanın müxtəlif növləri aşağıda daha ətraflı müzakirə olunur.

Günəşdən gələn radio emissiyaları zamanla dəyişir və tezliyə görə dəyişir. Günəşdən çıxan radio çıxışı tamamilə izləmək üçün təxminən 20 MHz-dən 20 GHz-ə qədər çox böyük bir tezlik aralığında fasiləsiz bir saat saxlamalıyıq (zamana görə dəyişikliklər üçün).

Korona və xromosferdəki fərqli yüksəkliklərdən fərqli frekansların atıldığını və Günəş atmosferində baş verən fərqli proseslərin fərqli tezliklərdə radio siqnalları yaydığını tapırıq.Tez-tez hündürlüklə dəyişikliyi istifadə edərək, materialın Günəşdən aşağı bir hündürlüyə qalxdığını və günəş atmosferi içərisində bir hərəkət sürətini hesabladığını düşünərək onu çıxarırıq.

Fərqli proseslər fərqli zaman imzalarını da göstərir və bunlar Günəş atmosferində nələrin baş verdiyini və bunun Yerə əhəmiyyətli bir təsir göstərəcəyini (yəni "coğrafi olaraq təsirli" bir hadisə) müəyyənləşdirmək üçün faydalı ola bilər.

Başlanğıcda günəş radio emissiyasını üç hissəyə bölə bilərik: səssiz (və ya arxa plan) komponent, yavaş-yavaş dəyişən komponent və partlayış komponenti.

Günəş radiosu emissiyasının səssiz və ya arxa hissəsi, tərifə görə bütün digər dəyişən komponentlər aradan qaldırıldıqda qalan komponentdir. Bu, günəş ləkəsi minimumu zamanı baş verir, baxmayaraq ki, hələ də Günəşin hər günəş dövrü ilə tam olaraq eyni vəziyyətə qayıtdığına əmin deyilik - bunu düşündüyümüz anda. Bizim avadanlıqlarımız, 11 il müddətində bizi buna təmin edəcək dərəcədə sabit deyil. Beləliklə, səssiz komponentin yalnız tezliyə görə dəyişdiyini düşünürük (yəni zamanla deyil). 200 MHz tezlikdə təxminən 10 SFU axın sıxlığına malikdir və 15.000 MHz tezlikdə 500 SFU-ya qədər artır.

Yuxarıdakı diaqram Günəşin sakit komponentinin tezliyə görə necə dəyişdiyini göstərir. Həm yavaş-yavaş dəyişən komponent, həm də partlama komponentləri tərəfindən əldə edilən təxmini maksimum dəyərləri göstərir.

Yavaş Dəyişən Komponent

Yavaş-yavaş dəyişən komponent, aktiv günəş bölgələri ətrafında və yuxarıdakı xromosfer və tacdan bir radio emissiyasıdır. H-alfa şəkillərində müşahidə olunan plaj miqdarı ilə güclü bir əlaqə qurur və günəş ləkəsi sayı ilə də çox əlaqəlidir. Yavaş-yavaş dəyişən və ya S komponenti olan günəş radiosu emissiyası, 10 GG dalğa uzunluğuna cavab verən 3 GHz tezlik ətrafında bir zirvəni göstərir. Beləliklə, 3 GHz ətrafında günəş radio axınının ölçülmələrinə tez-tez 10 santimetrlik günəş axını deyilir.

Yavaş-yavaş dəyişən komponent adətən iki zaman ölçüsündə bir dəyişiklik göstərir. Birincisi, təxminən 27 və ya 28 gün, Günəşin orta enliklərdə fırlanma dövrüdür. Bu dəyişiklik günəş uzunluğuna malik olan yaylaqların qeyri-bərabər paylanması ilə əlaqədardır. Güclü və geniş bir plaj sahəsi görünən diskin üzərinə döndükcə (Yerdən göründüyü kimi), S komponenti artır. Kiçik bir plage sahəsi bir gün ərzində böyüyə bilər və çürüyə bilər. Geniş bir sahə bir neçə günəş fırlanması üçün davam edə bilər, bu müddət eyni zamanda bir günəş fırlanmasından daha az bir zaman miqyasında S komponentində təsadüfi dalğalanmalar meydana gətirəcəkdir .. S komponentindəki ikinci və daha uzun əsas dəyişkənlik təxminən 11 ildir , günəş ləkəsi dövrü ilə birlikdə, ümumi plage sahəsi mumlar və azalır. Bir günəş dövrü ərzində 3 GHz-də yavaş-yavaş dəyişən komponent 0 ilə 250 SFU arasında dəyişə bilər. Bir neçə onillikdəki tipik dəyişikliklər aşağıdakı qrafikdə göstərilir.

Yavaş-yavaş dəyişən komponent Günəşin müəyyən bölgələri tərəfindən istehsal olunduğu üçün günəş diski üzərində əhəmiyyətli bir dəyişiklik göstərir. Bir radio teleskopunun kifayət qədər çözünürlüğü varsa, diskdə bir tarama bu komponenti istehsal edən "isti" nöqtələri göstərəcəkdir. Aşağıdakı diaqram Günəşin şərqdən qərbə doğru bir ölçülü taramasıdır. S komponentindəki zirvələr aydın şəkildə görünür.

Burst komponenti, günəş xromosferində və koronada lokalizə edilmiş və tez-tez partlayıcı enerji buraxılışı ilə əlaqəli Günəşdən keçici bir radio emissiyasıdır. Daha aşağı frekanslarda (20 ilə 200 MHz) və ya tez-tez metr dalğa boyları olaraq adlandırılan partlayış komponenti, günəşin ümumi həcmini altı sərəncama qədər artıra bilər və bu artım saniyədən saata qədər davam edə bilər. Beləliklə, 80 MHz-də təxminən 1 SFU olan Günəşin sakit çıxışı böyük bir partlayış baş verdikdə bir milyon SFU-ya qədər arta bilər.

Partlayışların baş vermə tezliyi çox böyük dərəcədə dəyişir

11 illik günəş ləkəsi dövrü. Minimum günəş ləkəsi zamanı kiçik günəş radiosunun partlaması arasında həftələr, hətta aylar gözləmək olar, halbuki maksimum aktivlik dövründə gündə bir neçə dəfə baş verə bilər. Yalnız partlamaların tezliyi artmır, eyni zamanda partlayışların intensivliyi ümumiyyətlə eyni vaxtda artır.

Daha yüksək mikrodalğalı frekanslarda (məsələn, 20 GHz), partlayış komponentinin əldə edə biləcəyi maksimum intensivlik, sinxrotronun öz-özünə udulması adlanan bir proseslə təxminən 20.000 SFU ilə məhdudlaşır.

Uzun müddətli yüksək intensivli çoxfrekanslı günəş radiosunun partlaması nümunəsi aşağıda göstərilmişdir. Sıxlıq, çəkilən üç frekans üçün səssiz Günəş dəyərlərindən xeyli yüksək olduğundan partlayış sahənin başlamazdan əvvəl başladığını unutmayın.

2.6 Günəş Radio Emissiya Prosesləri

Günəş radio siqnallarının fərqli komponentlərini müzakirə etdikdən sonra bu siqnalların necə yaradıldığı barədə bir az danışmalıyıq. Yəni bu siqnalları istehsal etmək üçün Günəşdə hansı fiziki proseslər baş verir.

Xatırlayırsınızsa, əvvəllər radio emissiyalarını istilik və qeyri-istilik emissiyalarına böldük. Sakit komponent əsasən istilik emissiyasının nəticəsidir. Yəni, yüksək temperaturda olduqları üçün titrəyən, salınan yüklərin nəticəsi olaraq istehsal olunur.

Bu "əyləc şüalanması" mənasını verən bir Alman sözüdür. İlk olaraq Roentgen-in ilk təcrübələrində və ondan irəli gedən rentgen şüalarının istehsalını təsvir etmək üçün istifadə edilmişdir. X-ray borusunda katoddan (mənfi element) elektronlar on min volt potensialla anod (müsbət element) tərəfə sürətləndi. Elektronlar anota çatdıqda anodu təşkil edən atomlara çırpıldıqları üçün çox sürətli bir şəkildə dayandılar. Bu mənfi yükün şiddətli yavaşlaması yüksək enerjili rentgen şüaları yaradır. Beləliklə, radiasiyanın özü bremstrahlung adlandı.

Günəş vəziyyətində, tacda yüksək bir alov nüvəsi maqnit sahə xətlərinin kəsildiyi yerdən başlayaraq daha aşağı enerji konfiqurasiyasında yenidən birləşdirilir. Elektronlar bu nöqtədən sürətlənir, bəziləri xromosferə doğru, bəziləri isə tac içərisinə doğru. Nəhayət bir atomla toqquşacaqlar, böyük yavaşlamalara məruz qalacaqlar və radio enerjisi yayacaqlar (hərəkət enerjisi və ya kinetik enerjisi elektromaqnit enerjisinə çevrilir).

Bremstrahlung radiasiyasının genişzolaqlı radiasiyadır və optik və rentgen şüaları ilə əlaqəli bəzi mikrodalğalı radiasiyadan məsul olduğu düşünülür. Əslində eyni elektron populyasiyasının (eyni elektronlar olmasa da) həm alovlanma zamanı müşahidə olunan radio, həm də rentgen emissiyalarından məsul olduğuna inanılır.

Plazma maddənin dördüncü vəziyyətidir. Bərabər sayda müsbət və mənfi yükdən ibarətdir və ümumilikdə elektrik baxımından neytraldır. Günəş tacı yüksək dərəcədə ionlaşmış bir plazmadır. Fərdi yüklərin plazmada sərbəst hərəkət etməsi səbəbi ilə bəzən mənfi yüklərin müsbət yüklərdən qismən ayrılması və bu səbəbdən yerli bitərəflik olmaması meydana gəlir.

İndi əks yük növləri bir-birini cəlb etdiyi üçün, iki yük bölgəsini yenidən birləşdirməyə meylli bir qüvvə mövcuddur. Beləliklə mənfi və müsbət yükləmə mərkəzləri bir-birinə doğru sürətlənir. Bununla birlikdə, plazma əsasən boşluq olduğundan, ittihamlar həddini aşır. Sonra ittihamları yenidən bitərəf bir vəziyyətə gətirmək üçün əks istiqamətdə bir qüvvə yaşayırlar. Beləliklə, plazmanın kütləvi neytrallığı əldə olunana qədər bir müddət yüklərin bir salınması var. İndi elektronlar bir hidrogen plazmadakı protonların kütləsinin yalnız 1/2000-i qədər olduğundan, bu salınımda çox hərəkət edən elektronlardır. Salınım sürətlənmə və yavaşlamanı əhatə etdiyi üçün elektromaqnit şüalanma (radio dalğaları) çıxacaq.

Plazma şüalanma tezliyi elektron sıxlığının kvadrat kökü ilə mütənasibdir. Koronada, bir neçə milyon dərəcə istilikdə, hidrogenin böyük hissəsi tamamilə ionlaşdırılacaq və beləliklə elektron sıxlığı ümumi növ sıxlığına bərabər olacaqdır. Fotosferdən məsafə artdıqca bu sıxlığın azalacağını gözləyirik (yəni yüksəkliklə atmosfer sıxlığı azalır). Ümumiyyətlə, Gordon Newkirk tərəfindən hazırlanmış bir tac sıxlığı modelindən istifadə edirik və bundan plazma tezlik radiasiyasının fotosferin hündürlüyü ilə dəyişməsini hesablaya bilərik. Aşağıdakı qrafik nəticəni göstərir.

    Ne = Exp yoxdur (- & beta h)
    harada
    Fotosferdəki ekstrapolyasiya edilmiş sıxlıq yoxdur (real deyil)
    & beta = 1 / H, burada H atmosferin miqyas hündürlüyü adlanır
    h fotosferin üzərindəki hündürlükdür.
    fsəh = (e / 2 & pi) & radik (Ne/ (me& epsilon))
    harada
    e = 1.6x10 -19 Coulomb bir elektronun yüküdür
    & pi = 3.14159.
    me = 9.1x10 -31 kq elektronun kütləsidir
    & epsilon = 8.85x10 12 Fərad / metr plazma keçiriciliyidir

Günəş tacının olduqca aktiv və dinamik bir atmosfer olduğunu və Newkirk modelinin ən yaxşı halda yalnız orta elektron sıxlığını təsvir edə biləcəyini qeyd etməliyik. Yenə də bu modeldən istifadə edərək şok dalğalarının günəş atmosferində yayılma sürətini təxmin edə bilərik. Bu düsturun praktik istifadəsi müxtəlif günəş radiosu tullantılarının analizindən bəhs edən 4.4-cü bölmədə təsvir edilmişdir.

Aşağı enerjili elektronlar (sürətlər işığın sürətinin təxminən 10% -dən çox olmayan) maqnit sahələri ilə qarşılaşdıqda, maqnit sahəsinin ətrafındakı dairələrdə hərəkət etmələri üçün məhdudlaşdırılır. Bunun səbəbi, yaşadıqları güc həm sürətlərinə, həm də maqnit sahəsinin istiqamətinə doğru açılardadır.

Burada maqnit sahələri diaqramın müstəvisinə gedən kimi göstərilir. Elektron kimi mənfi yük (-q) üçün hərəkət istiqaməti v sürət vektoru ilə göstərilir. Mərkəzdənqaçma qüvvəsi F, maqnit sahəsinə görə hərəkət edən elektrona təsir edən qüvvədir. Bu, elektronun r radius dairəsində hərəkət etməsini məhdudlaşdırır. Elektronun dairənin müstəvisinə dik bir sürət komponenti varsa, ümumi hərəkəti aşağıda göstərildiyi kimi bir sarmaldır.

    fc = e B / (2 & pi me )
    B, Tesla’dakı maqnit sahəsinin gücüdür
    e bir elektronun yüküdür (Coulombda)
    me bir elektronun kütləsidir

Elektronların dövranı və ya dövriyyəsi enerjisi böyüdükdə və sürəti işığın sürətinin əhəmiyyətli bir hissəsinə (> 10%) qədər artdıqda (nisbətən nisbi hala gəldiklərini deyirik), buraxdıqları şüalanmanın təbiəti də dəyişir. Təbiətdə genişzolaqlı olur. Yəni, yayılmış radiasiyanın tezliyi geniş və ya geniş bir tezlik spektrinə yayılır. Radiodan rentgen şüalarına qədər ola bilər. Sinxrotron şüalanması kainat boyunca çox əhəmiyyətli bir şüalanmadır.

Aşağıdakı şəkillər Crab dumanlığından bütün elektromaqnit spektri boyunca dörd fərqli dalğa boyunda sinxrotron şüalanmasını göstərir.

1 Fərqli tezlik emissiyaları fərqli emissiya mexanizmlərinə görə ola bilər. Koronadakı elektron sıxlığı gigahertz plazma radiasiyasını dəstəkləyəcək qədər yüksək olmadığından yüksək mikrodalğalı tezlik emissiyası daima sinxrotron şüalanma ilə əlaqədardır.

2 Fərqli frekans emissiyaları, fərqli şərtlərə sahib olan bir emissiya mexanizmi ilə əlaqəli ola bilər (məsələn, müxtəlif tezliklərdə siklotron şüalanması maqnit sahəsinin gücündəki bir fərqlə və fərqli tezliklərdə plazma şüalanması, sonra sərbəst elektron sıxlığı fərqindən qaynaqlanır) tacdakı hündürlüklə əlaqəli)

3.1 Günəş Radio Teleskop növləri

Radiospektrograf, müəyyən bir tezlik aralığında daima süpürülən bir radio teleskopudur. İstehsal edilən məhsul, axının sıxlığını göstərmək üçün boz miqyaslı və ya rəngli bir düzbucaqlı (hərəkətli) bir xəritədir və xəritənin iki oxu tezlik və zamandır. Spektrograf, Günəşdən fərqli spektral tullantıları tez bir zamanda müəyyənləşdirmək və bunların ölçmələrini aparmaq üçün çox faydalıdır.

Radyeliograf ümumiyyətlə günəş radio teleskoplarının ən kompleksidir və günəş radiosu yayımlarının bir görüntüsünü və ya məkan şəklini çıxarmaq üçün istifadə olunur. Bu alətin sadə bir növü radio yayımının Günəşin şərq-qərb oxu boyunca necə dəyişdiyini göstərən Günəşi yalnız bir istiqamətdə həll edə bilər. Daha əhatəli bir radyelioqraf, görünən bir şəkil və ya fotoşəkil kimi (ümumiyyətlə aşağı qətnamə ilə olsa da) Günəşin iki ölçülü görüntüsünü meydana gətirəcəkdir. Radio helioqrafları çox böyük, bahalı və işlədilməsi və istismarı bahalı və gündəlik olaraq davamlı günəş patrulu üçün nadir hallarda mövcuddur. Ancaq bunların faydalı olmadığı demək deyil. Xüsusi olaraq mürəkkəb bir günəş emissiyası növü (tip IV partlayışlar) həqiqətən həqiqətən bir radiohelioqraf istifadə edərək müəyyənləşdirilə və xarakterizə edilə bilər.

Yuxarıdakı fotoşəkildə CSIRO tərəfindən Culgoora Radioheliograph üçün inşa edilmiş 96 antenadan bir neçəsi göstərilir. Bu anten 3 km dairənin ətrafına uzanırdı. Hər biri Günəşi gün ərzində səmada izləyər və Günəşdən uzaqlaşan materialı (və ya ən azından hərəkət edən materialdan radio yayımını) göstərən aşağı qətnamə şəkillərinin istehsalına icazə verərdilər. Radiogelioqrafın idarəetmə konsolu aşağıda göstərilmişdir.

Aşağıda, bu radiohelioqrafdan alınan dörd ilkin görüntü günəş tacının müxtəlif yerlərindən 80 MHz-də günəş radio yayımını göstərir. Bunlar 2 sentyabr 1967-ci il tarixində beş dəqiqəlik bir müddət ərzində müşahidə edildi.

Radiogelioqrafları bundan sonra müzakirə etməyəcəyik.

3.2 Ayrı Frekanslı Radio Teleskopları

Tək və ya ayrı bir frekanslı radio teleskopuna bir radiometr də deyilir. Belə bir radyometrin sadələşdirilmiş kontur diaqramı aşağıda göstərilmişdir.

Bu tip radio teleskop, Günəşdən gələn siqnalları toplamaq üçün bir antendən ibarətdir. Bu siqnallar bir mikrodalğanın yalnız çox kiçik bir hissəsi olduğundan, onları bir qrafik qeyd cihazına çəkmək və ya daha sonra teleskopun nəticəsini zamana nisbətən qurmaq üçün proqram istifadə edən bir kompüter tərəfindən qəbul edilməsi üçün rəqəmləşdirmək üçün gücləndirmək lazımdır.

Bununla birlikdə, siqnalın qəbul edilmiş tezlikdə sadəcə gücləndirilməsi mümkün deyil və yuxarıdakı diaqram nisbətən səs-küy olmadan və sabit bir çıxış təmin etmək üçün bir radiometrdə qurulmalı olan bəzi dizayn xüsusiyyətlərini göstərir.

Birincisi, gücləndiricilərin yüksək frekanslardan çox aşağı səviyyədə qurulması çox asandır. Beləliklə, 1415 MHz-də Günəşdən gələn radio tezliyi siqnalı, siqnal gücləndirməsinin çox hissəsinin baş verdiyi yalnız 30 MHz 'lik' bir 'tezliyə' çevrilir. Gücləndirici qazancı istiliklə dəyişməyə meylli olduğundan, 10 milyon dəfədən çox bir gücləndirmə təmin edə bilən bu elektron dövrə hissəsini istilik nəzarətində olan bir mühitdə (tipik olaraq bir dərəcə Selsi səviyyəsində idarə olunur) saxlamaq vacibdir.

Aşağı çevrilmə prosesi, 1445 MHz-də sabit bir yerli osilator tərəfindən yaradılan bir istinad siqnalına qarşı gələn siqnal tezliyini 1415 MHz-ni 'döyən' bir qarışdırıcı adlanan bir komponentdə həyata keçirilir. Mikserin çıxışı həm "cəm", həm də 2860 və 30 MHz "fərq" tezliyindən ibarət olacaqdır. 30 MHz fərq tezliyi, yalnız bu tezliyi 30 MHz aralıq tezlik (IF) gücləndiricilərinə keçmək üçün bir filtr tərəfindən seçilir.

    V out = Qazanc x Vin
    Vin gücləndiricinin girişindəki gərginlikdir
    Qazanma gücləndiricinin gücləndirilməsidir
    Vout, gücləndiricinin çıxışındakı gərginlikdir

Beləliklə, üç əmsaldan çox (yəni 1000 əmsaldan çox) üzərində xətti gücləndirmə tələb etdikdə, hər biri müəyyən bir siqnal amplitudası üçün istifadə olunan iki (və ya daha çox) gücləndirici istifadə etməliyik. Yüksək mənfəət gücləndiricisi 1 ilə 1000 SFU arasındakı günəş siqnalları ilə işləmək üçün və aşağı mənfəət gücləndirici 1000 ilə 1 milyon SFU arasındakı siqnallarla mübarizə üçün istifadə edilə bilər. Bu şəkildə, bir milyondan bir günəş axını vahidindən günəş tullantılarının əsaslı şəkildə dəqiq ölçülməsini və qeydini təmin edə bilərik.

Radioteleskopun çıxışında olan kompüter bilir ki, yüksək mənfəət gücləndiricisi doymuş olduqda (yəni onun çıxışı 1000 SFU-ya çatdı), aşağı qazanma gücləndiricisinin çıxışı və istifadəsinin vaxtı gəldi.

Gücləndiricilərin bu təkrarlanması ilə belə, nəticədə nəticənin tamamilə xətti olmasını təmin etmək üçün bəzən hər bir gücləndiriciyə bir proqram düzəlişi vermək lazımdır. Bu, doğrusal bir kalibrləmə olaraq adlandırılan bir proses vasitəsilə həyata keçirilir və daha sonra müzakirə ediləcəkdir.

Praktik bir radiometrdə hələ müzakirə etmədiyimiz bir başqa fəsad var və bu, yüksək qazanc gücləndiriciləri ilə əlaqədardır. Bütün gücləndiricilərdə və xüsusilə yüksək qazanma gücləndiricilərində səs-küy problemimiz var. Səs hər hansı bir elektron dövrəsində istənilən və ya istədiyiniz siqnalın yanında görünən kənar bir siqnal olaraq təyin olunur. Səs əksər elektron komponentlərdə yaranır (məsələn, rezistorlar və tranzistorlar). Aşağı tezlikli səs-küy və ya gücləndirici sürüşməsi də komponentin yaşlanması və komponent temperaturunun dəyişməsindən qaynaqlanır. Yüksək tezlikli səs-küy sadəcə gücləndirmə prosesinin xas hissəsidir (ölüm və vergilər kimi, qarşısını almaq mümkün olmayan bir şeydir, baxmayaraq ki, bunu minimuma endirməyə çalışa bilərik).

Radiometrdə səs-küy və sürüşməni azaltmaq üçün, İkinci Dünya Müharibəsinin sonunda bu prinsipi hazırlayan Princeton fiziki Robert Dicke-dən sonra Dicke döngüsü deyiləndən istifadə edirik. Anten tərəfindən Günəşdən topladığımız siqnalı sadəcə gücləndirmək əvəzinə, radioteleskop qəbuledicisinin girişini anten ilə "sabit temperatur yükü" arasında dəyişirik, bu da kiçik və yüksək səviyyədə və ciddi şəkildə nəzarət olunan bir temperaturda saxlanılan çox sabit bir müqavimətdir. 'Soba'. Bu yük, istiliyinə görə sabit bir miqdarda radio tezlik səs-küyü yaradır. Bu keçid hər saniyədə yüz dəfə baş verir (yuxarıdakı sxemdə 500 Hz). Keçid Dicke anahtarı adlanan bir komponent tərəfindən həyata keçirilir.

Alıcının çıxışı bir faz sinxron dedektor və ya kilidli gücləndirici adlanan bir cihazdakı Dicke açarı ilə sinxronizmə dəyişdirilir. Bu PSD / LIA-nın çıxışı yük səs-küyü ilə günəş siqnalı arasındakı fərqi verir. Bu fərqi hesablayarkən LIA əvvəlki gücləndiricilərin yaratdığı səs-küyü azaldır və daha təmiz bir çıxış siqnalı alınır.

Bir yay tarazlığı deyil, bir şüa tarazlığı istifadə edərək bir cisim kütləsini ölçmək üçün bir bənzətmə edə bilərik. Bir yay tarazlığından istifadə etdikdə (Dicke halqası olmayan düz bir gücləndiricinin istifadəsinə bərabər olacaq), dəyişə bilən yay xüsusiyyətlərinə etibar edirik. Bir şüa tarazlığından istifadə edərkən ölçmək istədiyimiz obyekti bir sıra standart kütlələrlə müqayisə edirik. Başqa sözlə, şüa tarazlığı bir müqayisə ölçüsü aparır və bir yay xüsusiyyətlərinə etibar etdiyimizdən daha yüksək bir dəqiqliyə (standart kütlələrin çoxluğunun dəqiqliyinə bağlıdır) malikdir.

Nəhayət, iki PSD / LIA-nın çıxışları rəqəmsallaşdırılır və ümumi təyinatlı interfeys avtobusu vasitəsilə kompüterə verilir. Bir proqram, bu siqnalı yeyəcək, uyğun vahidlərə çevirəcək, radioastronomun görməsi üçün göstərəcək və arxiv məqsədilə saxlayacaq. Günəş radiometri üçün günəş partlamasını göstərən qrafik ekran çıxışı aşağıda göstərilmişdir.

Xülasə olaraq, bir günəş radiometri, geniş dinamik diapazonda müşahidə olunan mənbənin dəqiq bir xətti çıxışı təmin etmək üçün yaxşı kalibr edilə bilən tək və ya ayrı bir tezlikli radio teleskopdur.

3.3 Süpürülmüş Frekanslı Radio Teleskopları

Tək frekanslı bir radiometrin dezavantajlarından biri də bitişik tezliklərdə baş verənlər barədə məlumatınız olmamasıdır. Günəş prosesləri ümumiyyətlə geniş bir tezlik bant genişliyinə sahib olan və qısa və uzun müddət aralığında sürüşən siqnallar meydana gətirdiyindən, sizə spektral bir ekran təqdim edən radioteleskopun olması çox vaxt üstünlük təşkil edir. Yəni siqnal intensivliyini həm tezliyin, həm də zamanın funksiyası kimi göstərən biri. Belə bir radioteleskop ümumiyyətlə radiospektrograf adlanır. Belə bir teleskopun blok diaqramı aşağıda göstərilmişdir.

Bu tip radio teleskopun göstərməli olduğu xüsusi xüsusiyyətlər geniş bir bant genişliyi antenası və ön gücləndiricidir.

Radiospektroqraf tez-tez nisbətən qısa müddətdə geniş bir frekans aralığında süpürmə qabiliyyətinə malik olan xüsusi bir qəbuledici olan ticarət spektri analizatoru ətrafında qurulur. Belə bir ticarət vahidinin şəkli aşağıda göstərilir.

Ümumi həssaslığı kiçik günəş siqnallarını aşkar etmək üçün kifayət qədər səviyyəyə qaldırmaq üçün analizatorun girişindən əvvəl genişzolaqlı bir ön gücləndirici tələb olunur. Spektr analizatoru, adətən Günəşdən gələn siqnalların geniş amplitüdünün öhdəsindən gəlmək üçün loqaritmik bir gücləndirici kimi işləyəcək şəkildə qurulur.

Bu analizatorların çıxışı ümumiyyətlə rəqəmsal formada mövcuddur ki, bu da birbaşa Baş Məqsədli İnterfeys Şinası (GPIB) vasitəsilə birbaşa kompüterə verilə bilər.

Spektr analizatorunun da müəyyən bir bant genişliyi, tarama dərəcəsi və digər bəzi parametrlərlə tələb olunan tezlik diapazonunu taraması üçün qurulması lazımdır. Bu, əl ilə və ya idarəetmə kompüterindən bir idarəetmə avtobusu (əksərən məlumatların ötürülməsi üçün istifadə olunan eyni GPIB) üzərində edilə bilər.

Tipik bir tezlik taraması təxminən 20 ilə 200 MHz arasında ola bilər. Bəzən daha yüksək tezlik qətnaməsi əldə etmək və / və ya tezlik əhatə dairəsini artırmaq üçün iki və ya daha çox zolaqda edilir. Bu tezlik aralığında bir tarama ümumiyyətlə 1 ilə 5 saniyə çəkəcəkdir. Hər bir tarama üçün analizatordan PC-yə təxminən 500 məlumat nöqtəsi ötürülür. Bunlar, tezlik aralığından nümunə götürülmüş (ümumiyyətlə vahid) 500 frekansın hər birində alınan siqnalın loqaritmik amplitüdlərini təmsil edir. Bir günəş radiospektroqrafının ekranı aşağıda göstərilmişdir.

Bu spektrograf aşağı tezlikli 25-75 MHz, yuxarı isə 75 ilə 180 MHz arasında olan iki tezlik diapazonunu süpürmək üçün iki spektr analizatorundan istifadə edir. Bu lazımdır, çünki bu qədər böyük bir tezlik bant genişliyini əhatə etmək üçün bir anten qurmaq həmişə mümkün deyil və ya arzu olunmur.

Bu ekranda üfüqi ox vaxtı, şaquli ox tezliyi əks etdirir. Alınan siqnalın müəyyən bir vaxtda və tezlikdə intensivliyi (yəni video ekranın müəyyən bir pikseli üçün) bir rəng ilə təmsil olunur. Əsas ekranın sağındakı rəngli yarasa, məlumatların işlənməsi və ekran kompüterinə spektr analizatorları ilə ölçülən və çıxarılan 8 bitlik loqaritmik intensivliyi təmsil edir. 8-bit olan bu amplituda miqyası 0-dan 255-ə qədərdir.

Bir sıra səbəblərdən bir spektrograf, tək tezlikli bir radiometr vəziyyətində olduğu kimi günəş axını vahidləri baxımından asanlıqla dəqiq bir şəkildə kalibrlənə bilməz. Daha sonra amplitüd vahidi nisbi intensivlik şkalası kimi qəbul edilir.

Yuxarıdakı ekranda günəş siqnalları yoxdur. Bununla birlikdə, bir çox texnogen siqnal görülə bilər. Süni siqnallar ümumiyyətlə təbiətdə dar zolaq olduğundan, bu tip ekranlarda fasiləsiz və ya fasilələrlə yatay xətlər kimi görünür. Davamlı üfüqi xətlər ümumiyyətlə yayım ötürmələrini göstərir (məsələn, FM radiostansiyalarından), qırıq və ya fasiləli üfüqi xətlər iki tərəfli rabitəni göstərir (məsələn, təyyarə ilə yer nəzarətçiləri arasında).

Təəssüf ki, radio astronomiyası radio spektrini bir çox digər istifadəçi ilə bölüşməlidir və müdaxilə edən siqnallar daima spektral ekranlarda olacaqdır (ola bilsin ki, Ayın uzaq tərəfində yerləşən bir radio rəsədxanası istisna olmaqla).

Anten radio enerjisini toplamaq üçün bir cihazdır. Bir günəş radioteleskopunun bir hissəsi olaraq istifadə edilən, əlbəttə ki, günəş radio enerjisini toplayır. İstifadə olunan anten növü radioteleskopun növündən və tezliyindən asılıdır.

Aşağı tezlikli radiometrlər üçün bir yagi antennası istifadə edilə bilər.

Bir yagi, buma dik açılarla müxtəlif kiçik elementlər əlavə olunduğu uzun bir mərkəzi bumdan ibarətdir. Üç növ element var. Sağdan ikinci, bəzən radiator adlanan yeganə aktiv və ya idarə olunan elementdir. Bu, istədiyiniz siqnalın çıxarıldığı və bir besleme xətti ilə alıcıya verildiyi elementdir (bu vəziyyətdə koaksial bir kabel). İdarə olunan elementin sağındakı elementə reflektor deyilir. Funksiyası siqnalın yenidən idarə olunan elementə əks olunmasıdır. İdarə olunan elementin solundakı 14 elementə direktor deyilir. Onların funksiyası siqnalı idarə olunan elementə yönəltməkdir. Bum, görüntünün solundakı istənilən siqnal mənbəyini göstərir. İdarə olunan element dalğa uzunluğunun yarısıdır, reflektor təxminən 5% daha uzundur. Rejissorlar tədricən yarım dalğa uzunluğundan biraz qısadır. Yagi anteninin etiketli diaqramı müxtəlif elementləri göstərən aşağıda göstərilmişdir.

Bu tip anten kiçik bir tezlikli bant genişliyinə malikdir və beləliklə yalnız bir tezlikli radiometr üçün istifadə edilə bilər. Daha çox siqnal əldə etmək üçün (yəni anten artımını artırın), bəzən bir neçə yagis bir sıra halında yığılır.

Mikrodalğalı frekanslarda, parabolik bir anten ümumiyyətlə günəş radioteleskopu üçün istifadə olunur. Parabolik qab sadəcə yeməyin bütün sahəsinə düşən və siqnalları antenin mərkəz nöqtəsinə toplayan radio siqnallarını yığan, tezlikdən asılı olmayan bir reflektor rolunu oynayır. Bu, ümumiyyətlə yeməyin mərkəzi nöqtəsindən bir qədər məsafədədir.

Yemək antenası və ya qidalandırma adlanan başqa bir anten, bu nöqtədə fokuslanan siqnalları alıcıya ötürülən bir elektrik siqnalına çevirmək üçün fokus nöqtəsinə yerləşdirilməlidir (və ya alıcıdan əvvəl yerləşdirilmiş bir gücləndirici). Ən sadə yem növü (yarım dalğa) dipoldur. Bu, aşağı mikrodalğalı frekanslar üçün istifadə edilə bilər, lakin daha yüksək mikrodalğalı tezliklərdə buynuz tipli bir yem (yem buynuzu deyilir) istifadə olunur. Dipol ümumiyyətlə koaksial bir kabellə qidalandırılırdı, bir feedhorn bir dalğa kılavuzuna bağlanırdı.

Əvvəlki səhifədə göstərilən 2.4m diametrli parabolik antenada yeməyin mərkəz nöqtəsi ətrafında yığılmış dörd fərqli yem antenası var. Bunlardan ikisi dipollar, ikisi isə yem düyünləridir. Bu şəkildə dəstəklənən dördlü frekanslar 1415, 2695, 4995 və 8800 MHz-dir. Dipollar iki aşağı tezlik üçün istifadə olunur.

Radiospektrograf üçün genişzolaqlı bir antena lazımdır. Bu tip antenlərin iki növü sarmal anten və ya sarmal və log-periyodik antenadır. Sarmal iki ilə bir frekans aralığında işləyəcək, log-periyodik anten isə ondan birə qədər bir tezlik aralığında işləyəcəkdir.

Bu antenlər təkbaşına antenna kimi istifadə edilə bilər, mənfəəti artırmaq üçün sıra halında yığılmış ola bilər (bunun nəticəsi genişlik azalması ilə) və parabolik bir yeməyi olan yem antenaları kimi istifadə edilə bilər.

Yuxarıda göstərilən antenaların hamısının dar şüaları var və buna görə gün ərzində səmada hərəkət edərkən Günəşi izləmək üçün edilməlidir. İzləmə dağı bir ekvatorial dağı ola bilər, ümumiyyətlə hər gün bir əyilmə tənzimləməsinə ehtiyac duyulur və sağ qalxma və ya saat bucağındakı hərəkət, antenanı səmada günəş sürəti ilə idarə edən sinxron bir mühərriklə əldə edilə bilər.

Yüksəklik-azimut dağı (alt-az dağı kimi də bilinir) istifadə etmək mümkündür, lakin gün ərzində Günəşin yüksəkliyini və azimutunu hesablamaq və izləmə motorlarına müvafiq əmrləri göndərmək üçün bir kompüter istifadə edilməlidir. Analog sensorlar və ya rəqəmsal kodlayıcılar istənilən vaxt antenin həqiqi vəziyyətini hiss etmək və bu məlumatları nəzarətçiyə əks əlaqə olaraq təqdim etmək üçün istifadə olunur.

Aşağı frekanslarda çox istiqamətli genişzolaqlı bir anten istifadə edilə bilər. Bunun Günəşi izləməməsinin böyük üstünlüyü var. Belə antennalardan biri də yarı bikondur. Qəti şəkildə çox yönlü olmasa da, konusların oxu boyunca boşluqlara malikdir və bunlar şimal-cənuba yönəldilirsə, orta enliklərdə olan Günəş heç vaxt bu sıfır zonalarda görünməyəcəkdir.

Antenin genişliyi əsasən siqnallara cavab verdiyi bucaqdır. Texniki olaraq, antenin maksimumdan bu maksimumun yarısına düşdüyü açı kimi müəyyən edilir. Əlbətdə ki, anten genişlik xaricindəki güclü siqnallara cavab verəcək, lakin azalmış qazancla. Bütün antenlərdə anten cavabının azaldığı, lakin "oxdan kənar" və ya antenin göstərdiyi istiqamətdən xeyli uzaq olan müdaxilə edən siqnallara həssas olduğu "yan gözlər" də var. Əksinə olan diaqramda əsas şüa, açısal şüa genişliyi və yan zolaqlar göstərilərək tipik bir parabolik antenanın "qütb reaksiya nümunəsi" göstərilir.

Radioastronomiyada istifadə olunan gücləndiricilər və əvvəlcədən gücləndiricilər radio rabitə avadanlıqlarında istifadə olunan radio tezlik gücləndiriciləri ilə eyni dizayndadır. Radio astronomik məqsədlər üçün əsas xüsusiyyətlər aşağı səs-küy, geniş bant genişliyi və yüksək dayanıqlıqdır.

Yüksək sistem həssaslığını təmin etmək üçün əsas alıcıdan əvvəl aşağı səsli preamplifikatorlar tez-tez istifadə olunur. Preamplifikatorlarda bir və ya daha çox tranzistor ola bilər (az səs-küy üçün tez-tez GaAs tranzistorları) və ya inteqrasiya olunmuş dövrə gücləndiricilərindən istifadə edə bilər.

Tək bir tranzistor aşağı səs-küylü genişzolaqlı ön gücləndirici üçün sxem diaqramı vahid üçün konstruksiya detalları ilə birlikdə aşağıda göstərilmişdir.

Bu gücləndirici aşağı səs-küy performansı üçün aşağı səsli Gallium Arsenide (GaAs) sahə effektli tranzistor (FET) və geniş bant genişliyi təmin etmək üçün iki yaralı yara induktoru (L2) istifadə edir.

Bu tip qabaqcıl gücləndiricilər, kənar RF siqnallarına qarşı toxunulmazlığı təmin etmək və siqnalın şüalanması ilə dövrə itkilərini azaltmağa kömək etmək üçün möhkəm metal korpuslara quraşdırılmışdır.

Preamplifikatorlar siqnal tezliyində işləmək üçün nəzərdə tutulmuşdur. Bununla birlikdə, radioteleskopun gücləndirilməsinin çox hissəsi ara maddələrin tezliyində baş verir. Bu normal olaraq 100 MHz-dən aşağıdır və 30 və 70 MHz ümumi IF frekanslarıdır. IF gücləndiricilərində 1 ilə 100 milyon qazanc tipikdir. Bu növ qazancları əldə etmək üçün bir neçə gücləndirmə mərhələsi tələb olunur. Bu diskret tranzistorlar və ya bir sıra inteqral sxemlər tərəfindən həyata keçirilə bilər. Bir çox məqsəd üçün IF gücləndiricisindən xətti gücləndirmə tələb olunur, baxmayaraq ki, bəziləri spektroqraflar üçün loqaritmik bir nəticə tələb edə bilər.

Learmonth Solar Rəsədxanasındakı ayrı-ayrı tezlikli radioteleskoplarda istifadə olunan 30 MHz IF gücləndiricinin sxem diaqramı aşağıda göstərilmişdir.

Radioteleskopun çıxışı insanların siqnalı şərh edə bilməsi üçün göstərilir. Tək frekanslı bir radiometr çıxışı, dəyişən bir amplitüdlü bir zamandır və ümumiyyətlə zamanla müqayisədə siqnal intensivliyinin sadə bir qrafiki kimi qurulur.

Kompüterlərin geniş yayılmasından əvvəl bu siqnalı qələmin siqnalın intensivliyinə görə hərəkət edəcəyi və qələmin altında hərəkət edən uzun bir kağız zolağına bir xətt çəkəcəyi bir qrafik qeyd cihazı adlı bir cihazdan istifadə edərək qurmaq adi bir hal idi. Aşağıda göstərilən qrafik qeyd cihazında biri qırmızı, digəri isə yaşıl bir xətt çəkən iki qələm var. Beləliklə, iki radiometrin və ya fərqli çıxış həssaslığına malik bir radiometrin çıxışı bir cədvəldə göstərilə bilər.

30 ilə 80 MHz arasındakı inteqrasiya olunmuş günəş tullantılarının qrafik qeyd cihazı sahəsi aşağıdakı qrafikdə göstərilir. Bir sıra tip 3 günəş radiosunda partlayışlar görünə bilər.

Arxiv problemi səbəbindən diaqram qeyd edənlər bu günlərdə çox məhdud istifadə tapırlar. Radioteleskopun çıxışını rəqəmsallaşdırmaq və kompüterə qidalandırmaq ümumiyyətlə daha asandır, bu da dərhal çıxışı və ölçülməsi üçün çıxışı yalnız müxtəlif formalarda göstərə bilməz, eyni zamanda asanlıqla ola bilən sənədlərdəki məlumatları arxivləşdirə bilər. təkrarlandı və başqalarına təqdim edildi. Müəyyən bir hadisə üçün kağız nüsxəsi tələb olunduqda, məlumatlar kompüter printerində qrafik şəklində formatlaşdırıla və çap edilə bilər. Aşağıdakı ekran zibilliyində Florida Universitetinin Radio Observatoriyasında qeydə alınan 18 ilə 28 MHz arasındakı birdən çox tək frekans sahələri göstərilir. Saat 16:50 radələrində çox böyük bir günəş partlaması meydana gəldi və bütün izlərin doymasına səbəb oldu. (Bu, Günəşi müşahidə edərkən ya loqaritmik bir miqyasa, ya da fərqli həssaslığın çoxsaylı xətti tərəzilərinə ehtiyac olduğunu göstərir).

Günəş radio spektrografı tamamilə fərqli bir süjet növünə malikdir. Sahə ümumiyyətlə siqnal intensivliyinin ya boz miqyasla, ya da rəng şkalası ilə göstərildiyi bir tezlik-zaman 2D xəritəsi şəklindədir. Keçmişdə radiospektroqraflar kağız qrafiklərindən (faks faks maşınlarına bənzər) istifadə etsələr də, bu gün bu cür çıxışları təqdim etmək üçün kompüterlər və onların əlaqəli monitorları istifadə olunur.

Aşağıdakı radio spektrograf ekranı Yunanıstanın Afinadakı rəsədxanasındadır və III tip partlayış qrupunda incə detallar göstərir. Üfüqi miqyas vaxtdır və fidusial işarələr bu oxda 25 saniyə ilə ayrılır.

Növbəti radiospektroqraf ekranı Learmonth Solar Rəsədxanasından və tip II emissiyanı göstərir.

Fasiləsiz günəş radio patrulunun səbəbləri artıq 1-ci bölmədə müzakirə edilmişdir. Lakin tək bir rəsədxana günəşi yalnız gündoğuşma və batma saatları arasında izləyə bilər. Günəş radiosunda davamlı bir izləmə təmin edilsə, rəsədxanalar şəbəkəsi lazımdır. Hər stansiyanın avadanlıqların kəsilməsi və hava problemlərinin öhdəsindən gəlməsi üçün bir-birinin üst-üstə düşməsi də arzu edilir. Radio müşahidəsi hava ilə optik rəsədxana səviyyəsində məhdudlaşmasa da, güclü buludlar daha yüksək mikrodalğalı tezlikləri zəiflədəcək və güclü yağış siqnalları 1 GHz-ə qədər zəiflədə bilər.

Kosmosa əsaslanan müşahidələr bulud problemi və gündüz dövrü ətrafında keçə bilər - geosinxron orbitdəki bir peyk, bərabərləşmələr ətrafında bir neçə gün ərzində Yer kürəsinin kölgəsi səbəbindən yalnız qısa tutulmalar yaşayır. Bununla birlikdə, optik teleskoplardan fərqli olaraq, radio teleskopları qurulması və kosmosa atılması çox bahalı olan çox böyük strukturlara ehtiyac duyur. Kosmosdakı radio teleskopları, ayrıca təcrid olunmuş bir vadidə yerləşən yerüstü bir radio teleskopundan daha çox, çox sıx bir radio frekans müdaxilə mühitinə tabedir. Bunun səbəbi, geosinxron orbitdəki bir peykin Yer səthinin təxminən üçdə birində yerləşən bütün vericilərə birbaşa baxış xəttində olmasıdır. Geosinxron orbitdəki peyklər də sıradan çıxdıqda təmir edilə bilməz. Beləliklə, yerüstü günəş radio rəsədxanaları şəbəkəsi, orbitdəki bir radio rəsədxanadan daha çox pul verir.

    1 Mənbənizi bilin (Günəşdən hansı siqnal növlərini gözləyirik)
    2 Avadanlıqlarınızı bilin (müxtəlif siqnallara necə cavab verir)
    3 RFI mühitinizi bilin (yerimizdə hansı RFI növlərini gözləyirik)

Təbiət çox nadir hallarda eyni şeyi iki dəfə etsə də, günəş radiosu tullantıları və digər təbii hadisələrin əksəriyyəti davranış qaydalarını izləyir. Bu naxışlar zaman və məkandakı dəyişikliklərə aiddir.

Ümumiyyətlə, təbii tullantılar təbiətdə genişzolaqlı, texnogen tullantılar isə çox zolaqlıdır. Spektroqrafda bu, üfüqi xüsusiyyətlərin süni ötürücülərdən, şaquli (və ya heç olmasa meylli) xüsusiyyətlərin Günəş daxil olmaqla təbii hadisələrdən qaynaqlandığı barədə ümumi bir ifadəyə səbəb olur. İstisnalar da var və bu istisnaların nə olduğunu bilmək vacibdir.

Günəş siqnallarını dinləyə bilsəniz, onların termal səs-küyə bənzədiyini görürsünüz - bu FM radiosundan, stansiyadan kənarlaşdırıldığı zaman eşitdiyiniz səsdir. Bu səs-küyün amplitudası dəyişsə də, rəvan şəkildə dəyişir, qəfil qarşılaşmalar olmur, baxmayaraq ki, günəş səs-küylü fırtına halında səsin amplituda dəyişikliklərinin olduqca sürətlə dəyişdiyini eşitmək mümkündür, lakin yenə də hamar bir sürətli dəyişiklikdir . Bir erkən radio astronomu Grote Reberin (sonrakı dövrdə Tasmaniyada çox fəal idi) günəş radiosu buraxmalarına verdiyi şərhə diqqət yetirin:

"Qulaqlıqlarda eşidilən effekt, yarpaqların ətrafda olmadığı zaman ağacların arasından küləyin düdüyünə bənzəyirdi. Bəzən sürətlə dəyişən arxa planın üstündə böyük dalğalar meydana gəldi. İldırım və ya parıldayan boşalmalar kimi yozula bilən heç bir səs çıxmadı. hər cür. "

Bunun mənası budur ki, vaxt göstərmə qrafikinə qarşı bir intensivlikdə, günəş siqnalları heç vaxt süni (məsələn, işığı yandırmaq) və ya təbii (yəni elektrik fırtınaları) elektrik axıdılması fenomeninə xas olan kəskin kəsintilər göstərməyəcəkdir. Günəş siqnalı orta dərəcədə sürətli bir maksimuma qədər yüksələcək, bir qədər yuvarlaq bir zirvəni göstərəcək və daha sonra partlayışdan əvvəlki səviyyəyə dönəcəkdir. Aşağıdakı iki nümunə göstərilir:

Heç kimin başqasına bənzər bir vaxt profili yoxdur, ancaq edə biləcəyimiz bəzi ümumi müşahidələr var. Aşağı frekanslarda (1000 MHz-dən aşağı) partlayışlar, daha yüksək mikrodalğalı frekanslarda olan partlayışlardan daha çox "dikənli" olur. Beləliklə, 10 GHz-də 2 saniyəlik bir "partlayış" həqiqi bir günəş partlaması olma ehtimalı çox azdır və süni müdaxilə səbəbindən daha çox ehtimal olunur.

İkincisi, günəş partlayışlarının əksəriyyəti geniş bir bant genişliyinə malikdir və bir partlayış yalnız bir tezlikdə görünsə, o zaman mənşəli günəşdən daha çox RFI olma ehtimalı yüksəkdir. İstisna bir günəş radiosunun səs-küylü fırtınasıdır. Bunlar təxminən 50 ilə 500 MHz arasındakı bir tezlik aralığında meydana gələ bilər, baxmayaraq ki, hər bir partlayış mərkəzi emissiya tezliyinin yalnız 2% -nin bant genişliyinə malikdir. Yəni bu fırtınalarda tək bir fərdi günəş səsləri 99 ilə 101 MHz arasında bir tezlik spektrinə sahib ola bilər. Ancaq adından da göründüyü kimi, bu partlayışlar ayrılıqda deyil, digər dar bantlı partlayışlarla birlikdə baş verir ki, fırtına özü fırtına içindəki hər bir partlayışdan daha geniş bir tezlik aralığında görünsün.

Radio Günəşin davamlı müşahidəsi və / və ya günəş radiosunun partlayışlarının atlasına istinad günəş radio fəaliyyətinin intensivliyi zamanı davranışı ilə tanış olmağa kömək edəcəkdir. Bunu söylədiyiniz təqdirdə də, zaman qrafik çıxışı ilə müqayisədə tək bir intensivlik yaradan tək bir kanallı günəş radio teleskopuna girişiniz varsa, təcrübəli astronomun da bütün hallarda günəş aktivliyi ilə RFI arasında fərq qoyması həmişə asan olmur. .

Bir partlayışın həqiqətən günəş mənşəli olub olmadığını müəyyənləşdirməyin ən yaxşı yollarından biri, eyni tezliyi izləyən uzaq bir radio rəsədxanasına müraciət etməkdir. Uzaqdakı rəsədxana müşahidələrinizlə əlaqəli bir partlayış müşahidə etmirsə, müşahidə etdiyiniz partlayış RFI olmalıdır.

    Anten qazanır
    Anten reaksiya nümunəsi - xüsusən yan tərəflər
    Radio teleskop həssaslığı (SFU)
    Dinamik aralıq
    Bant genişliyi (MHz)
    İnteqrasiya müddəti - yəni zaman sabitidir

Antena gəldikdə, antenin qazancının göstərdiyi istiqamətdə ən böyük olmasına baxmayaraq, hələ də sönən siqnallara cavab verəcəyini (yəni teleskop qəbuledicisini azaldılmış çıxış ilə təmin edəcəyini) başa düşmək vacibdir. -aksis (yəni antenin yan hissələrində). Əslində, bir siqnal yaxınlıqda və kifayət qədər güclüdürsə, əksər antenalar mənbənin istiqamətindən asılı olmayaraq bir çıxış gərginliyi meydana gətirəcəkdir.

Teleskopun bant genişliyi də vacibdir, çünki cavab verildiyi tezlik aralığıdır. Beləliklə, mərkəz tezliyi 8800 və bant genişliyi 10 MHz olan bir radio teleskop 8795 ilə 8805 MHz arasında olan siqnallara eyni dərəcədə həssas olacaqdır. Həm də bu bant hüdudlarından kənarda, lakin daha az həssaslıqla 2 MHz güclü siqnallara cavab verə bilər. Beləliklə, mərkəzi tezlik 8792 MHz və bant genişliyi 10 MHz olan X zolaqlı bir radar daşıyan bir təyyarə, rəsədxananı aşarsa və ya antena şüasına düşsə belə, çox güman ki, müdaxilə mənbəyi olacaqdır. on kilometr məsafədədir. Dəqiq müdaxilə həm radioteleskopun cavab əyrisindən (bir siqnal generatoru ilə müəyyənləşdirilə bilən qazanc tezliyi) və həm də müdaxilə edən ötürücünün yan bantlarının dəqiq enerji məzmununa (enerji və frekansa qarşı bir şəkil sahəsi) bağlıdır. spektr analizatoru ilə müəyyən edilə bilər).

Radioteleskopun inteqrasiya müddəti verilişin müəyyən bir giriş üçün dəyişmə sürətini təyin edir. 1 saniyəlik inteqrasiya müddəti ümumiyyətlə alıcının girişinə bir addım impulsu təqdim edilsə (məsələn, giriş gərginliyi demək olar ki, dərhal 0 ilə 0,2 mikrovolt arasında olur), qəbuledicinin çıxışı yalnız son dəyərinin 63% -ə çata bilər. bir saniyə, son dəyər asimptotik olaraq təxminən beş dəfə sabitdən (yəni 5 saniyə) sonra əldə edilir.

Bir radioteleskopun inteqrasiya vaxtı və ya vaxt sabitliyi də müşahidə etdiyi mənbənin gözlənilən davranışına uyğun olaraq qurulmalıdır. Əksər hallarda bir günəş radio teleskopunun vaxt sabitliyi 1 saniyə və ya daha az olacaqdır. Çünki günəş siqnalları, xüsusən də aşağı frekanslarda bir saniyə ərzində dəyişə bilər. Həqiqətən də bəzi tədqiqatçılar milisaniyədəki zaman miqyasında sürətli günəş pulsasiyaları barədə məlumat veriblər. Bununla birlikdə, bu sürətli nəbzlərin böyük günəş hadisələrini proqnozlaşdırmaq üçün hər hansı bir proqnozlaşdırıcı məqsəd üçün əhəmiyyəti olub olmadığı dəqiq deyil. Daha aşağı bir zaman sabitliyi ümumiyyətlə daha aşağı bir həssaslığı nəzərdə tutur və beləliklə yüksək həssaslıqla kifayət qədər sürətli cavab müddəti arasında bir radioteleskopun zaman sabitliyini təyin etmək üçün hər zaman bir uzlaşma var.

Bir saniyəlik sabit bir radio teleskopu bir saniyədə 0 ilə 100,000 SFU arasında dəyişən bir partlayış göstərərsə, partlayışın günəş olacağı ehtimalı yoxdur, lakin çox güclü müdaxilə edən bir siqnaldır. Bir halda qarşılaşdığım bir vəziyyətdə, hər gün eyni zamanda sistemi doyduran görünən böyük bir anlıq partlayış meydana gətirən bir proqramda bir səhv var idi. Alıcının inteqrasiya müddəti səbəbindən bu tip partlayışların qeyri-mümkün olduğunu bilmək problemi həll etmək üçün ilk addım idi.

RFI mühitinizi bilin

Radio teleskopları planetimizi elektromaqnit spektrinin digər istifadəçiləri ilə bölüşməli olduğu müddətcə, arzuolunan siqnallardan gələn siqnalları sıralamaq da radio astronomiyasının zəruri vəzifəsi olacaqdır.

Radioteleskopun mümkün qədər sakit bir yerə aparılması hər zaman arzuolunandır, lakin hər kəsin əlavə radio spektr məkanına can atdığı günümüzdə həmişə mümkün deyil. Radioastronomiyaya "simsiz" olanı bütün rabitə yolları kimi görən insanlar kömək etmir. Optik astronomların gecə saatlarında lazımsız xarici işığa baxdığı kimi haqlı olaraq lazımsız çirklənmə kimi qəbul edilməli bir çox simsiz fəaliyyət var.

Nümunələr simsiz "siçanlar" və "klaviatura" lardır. Bunlar mütləq bir radio rəsədxanasında bir simli əlaqənin həmişə istifadə edilməli olduğu vəziyyətlərdir. Flüoresan işıqlandırma da geniş spektrli radio səs-küy yaradır (borulardakı yüksək temperaturlu plazma səbəbindən) və radio teleskopun yanında ehtiyatla istifadə olunmalıdır. Kompüterlər 1 GHz-dən aşağı olan dəhşətli bir RFI mənbəyidir və radio-teleskop qurğusunun yanında istifadə edildikdə metal əsaslı bir bina içərisində diqqətli bir yoxlama tələb olunur.

Xoşbəxtlikdən, günəş radio siqnalları digər radio astronomik siqnallardan daha güclüdür və bu səbəbdən yerli RFI-nin qarşısını almaq üçün tədbirlərin digər əksər radio rəsədxanalar qədər təsirli olmasına ehtiyac yoxdur.

    1 Qəsdən texnogen ötürücülər
    2 Kommutasiya dövrələri, mühərriklər və s. Kimi elektrikli cihazlardan istənilməyən şüalanma
    3 RFI-nin təbii mənbələri (əsasən elektrik fırtınaları)

Daxili yanma mühərrikləri [ICE] (yük maşınları, minik avtomobilləri, qayıqlar, təyyarələr, çəmən biçənlər, benzinli beton qarışdırıcılar, benzin zəncir mişarları) qığılcım çıxarmaq üçün yüksək gərginlik yaradan alovlanma sistemi sayəsində geniş tezlik diapazonunda RFI əmələ gətirir. Hər hansı bir qığılcım və ya qövs radio enerjisi yayacaq.

ICE emissiyaları alovlanma sistemində düzgün dizayn və söndürmə komponentlərinin istifadəsi sayəsində az və ya çox dərəcədə yatırıla bilər. Qeyd edək ki, radio teleskop antenalarının yanında işləyən çəmən biçənlər tək tezlikli radio teleskopda günəş radiosunun səs-küylü fırtınasına bənzəyən bir siqnal yarada bilər. Ancaq maraqlıdır ki, radio teleskop çıxışını dinləyə bilsəniz, təcrübəsiz bir insanın da fərqini izah etməsi çox asandır. Çəmən biçən RFI, günəş səs-küylü fırtınasından fərqli olaraq bir açılış siqnalına malikdir (yuxarıdakı Grote Reber tərəfindən təsviri oxuyun).

Elektrik keçid avadanlığı və elektrik mühərrikləri də genişzolaqlı RFI istehsal edə bilər. Ancaq bunun aşağı səviyyədə olduğunu və bir radioteleskopu təsirləndirmək üçün yaxın (normal olaraq bir neçə on metr) olması lazım olduğunu unutmayın. Aşınmış fırçaları olan köhnə elektrik alətləri əsl problem ola bilər. Çözüm sadədir - avadanlıqlara qulluq göstərin, armaturu təmizləyin və fırçaları dəyişdirin. Yüksək intensivlikli bir qövs yaradan qaynaq avadanlığı xüsusilə genişzolaqlı RFI mənbəyidir.

Bəzi TIG qaynaqçıları hətta böyük bir məsafədə bir radio teleskopuna ciddi şəkildə müdaxilə edə bilən radio tezlikli osilatorlardan istifadə edirlər.

Bu qəsdən olmayan radiasiya vəziyyətində, problem ümumiyyətlə təhqir edən cihazın yerini tapmaq (həmişə asan bir iş deyil) və onu aradan qaldırmaq üçün qaynar. Bəzi hallarda radioteleskop antenalarını idarə etmək üçün istifadə olunan mühərriklər problemin səbəbi olduğu aşkar edilmişdir. Velosiped kondisionerlərinin də günahı ola bilər. Mikrodalğalı sobalar 2450 MHz ətrafında güclü bir siqnal yaradır.

Qəsdən radioötürücülər halında, yaxın ərazidə hansı radio vericilərin mövcud olduğunu bilmək lazımdır. Avstraliyada Avstraliya Rabitə və Media İdarəsi (ACMA) xəttdə əldə edilə bilən bir tezlik qeyd məlumat bazası saxlayır. Bir poçt kodu və tezlik parametrlərini yazmaq sizə göstərilən tezlik hədləri arasında ərazinizdə qeydiyyatdan keçmiş bütün ötürücülərin siyahısını verəcəkdir. Müxtəlif radio lentlərini və bu lentlərdə icazə verilən istifadəni öyrənmək də yaxşı bir fikirdir. Yenə də ACMA-nın bu mövzuda kömək edə biləcək nəşrləri var.

İcazəsiz bir ötürücü müəyyən edildikdə, ACMA-nın çıxarılması üçün kömək üçün əlaqə qurulmalıdır.

Bəzən dəyişən yayılma şərtləri əvvəllər görünməmiş bir siqnalın görünməsinə səbəb ola bilər. Bu, ümumiyyətlə 150 ​​MHz-dən aşağı tezlikləri təsir edən ionosfer təsirləri (məsələn, sporadik-E) və ya ümumiyyətlə 150 ​​MHz-dən yuxarı tezlikləri təsir edən anomal troposfer təsirləri səbəbindən baş verə bilər. İkincisi vəziyyətində, super qırılma və ya kanalizasiya yüzlərlə kilometr məsafədəki mikrodalğalı ötürücülərin güclü bir müdaxilə siqnalı kimi görünməsinə səbəb ola bilər. Orbitdə olan peyklərdən gələn siqnallar arzuolunmaz RFI istehsal etmək üçün bir baxış yolu ilə hərəkət edir. Aşağıdakı etiketli bir radiospektrograf ekran bəzi müdaxilə növlərini göstərir.

Alçaq tezlikli radio teleskoplarında tez-tez rast gəlinən son müdaxilə növü elektrik fırtınaları (yəni ildırım boşalmaları) səbəbidir. Aşağıdakı süjet bunun bir radio spektrografında necə göründüyünü göstərir.

Qeyd etmək lazımdır ki, bu növ müdaxilə təbiətdə genişzolaqlıdır. Fərdi ildırım axıdılması çox qısa bir müddət müddətində bir sıçrayış meydana gətirir. Ümumiyyətlə elektrik fırtınası radio teleskoplarına bir neçə on kilometr məsafədə olacaq. Fırtına nə qədər yaxın olsa, müşahidə olunan yuxarı tezlik həddini də artır. Bunun səbəbi ildırım axıdılması ilə yayılan gücün tezliyin bir funksiyası olaraq sürətlə düşməsi, buna görə yalnız kifayət qədər yaxın olan partlayışlar 200 MHz-dən yüksək tezliklərdə aşkar olunan siqnallar istehsal edir.

Ətraf mühitin günəş radio siqnallarını Yer səthində alındığı kimi dəyişdirə bilən başqa bir cəhəti də var. İonosfer plazmadır və aşağı tezlikli siqnalları (yəni 100 MHz-dən aşağı) bəzən əhəmiyyətli dərəcədə qıracaq. İonosferin aşağı tezlikli günəş siqnallarını qırması mümkündür ki, bəzən günəş doğmazdan əvvəl və ya gün batandan sonra günəş partlayışları görünə bilər. Bunun üçün günəş siqnalının gündüz sektorunda ionosferə nüfuz etməsi və daha sonra okeandan (və ya quru səthindən) əks olunması və yenidən gecə vaxtı bölməsində qəbul stansiyasına əks olunması tələb olunur. Bunun üçün çox qeyri-adi bir ionosfer şəraiti, bəlkə də ionosferin əks olunmasını təmin etmək üçün yüksək dərəcədə ionlaşmış sporadik bir E təbəqəsi lazımdır.

İonosferik plazmadakı yığıntılar və ya bircinsiyyətsizliklər, eyni zamanda gün doğuşu və ya qürub yaxınlığında müşahidə olunan bir günəş siqnalının dəyişməsinə səbəb ola bilər (yəni siqnal ionosferə otlaq sürətinə yaxın olduqda və bu səbəbdən bir çox ionosfer plamsından keçərsə). Bu, fərqli frekansların fərqli miqdarda qırıldığı bir "ionosferik lensinq" fenomeninə səbəb ola bilər. Nəticə, xüsusiyyətsiz bir davamlılıq olacaq bir quruluşu təqdim etməkdir. Hətta bu fenomenin onlarla tip II günəş sürüşmə partlayışlarına bənzər bir şey yaratdığını gördüm. Bu lens effektinə bir nümunə aşağıda göstərilmişdir. Burada həm irəli sürüşmə (zamanla azalma tezliyi), həm də geri sürüşmə (zamanla artan tezlik) partlamaları kimi görünənləri görə bilərik. Ancaq bunlar da deyil. Gördüklərimiz tamamilə yamalı bir günəş fasiləsiz radio emissiyasının ionosfer dəyişikliyi ilə istehsal olunur. Qeyd edək ki, bu təsir günəşin doğuşundan və ya gün batmasından sonra təxminən bir saat ərzində baş verir (ikinciyə üstünlük verilir - günün ikinci hissəsində ionosferin daha sıx olması səbəbindən).

Bu bölmədə tək tezlikli radioteleskopların və ya radiometrlərin kalibrlənməsi müzakirə olunacaq. Həm aşağı frekanslı spektroqraflar nadir hallarda mütləq bir şəkildə kalibr olunur, həm geniş bir frekans aralığının kalibrlənməsinin əsas çətinliyi, həm də aşağı tezliklərdə ətraf mühitin təsiri bu cür kalibrlənməni faydalıdan az edir.

Ətraf mühit parametrləri ilə və yaşlanma ilə komponent dəyişikliyi səbəbindən radiometr həssaslığı dəyişir və dəqiq məlumat vermək üçün tez-tez kalibrləmə tələb olunur.

Kompüter modellərini qidalandırmaq və günəş axınlarının sistemlərinə təsir göstərdiyi müəyyən edilmiş dəyərləri aşdıqda müştərinin müvafiq məlumatlandırılmasını təmin etmək üçün dəqiq məlumatlar tələb olunur. İki günəş radio rəsədxanası arasındakı məlumat müqayisəsi hər ikisinin də yaxşı bir şəkildə kalibrlənməsini tələb edir. Və nəhayət, Günəş Yer üzündə əksər yerlərdən görünə bildiyindən, bir çox təşkilat radio cihazlarını (məsələn, rabitə, naviqasiya, radar) kalibrləmək üçün Günəşdən istifadə edir. Bunun üçün geniş bir frekans aralığında tez-tez fasilələrlə günəş radio çıxışı dəqiq bilmək lazımdır.

Həqiqi kalibrləmə prosesi müqayisələrdən biridir. Günəş siqnalını bilinən bir siqnalla müqayisə edirik və günəş axınının sıxlığını sadə bir nisbətlə hesablayırıq. Radioteleskop qəbuledicisinin girişini anten və standart siqnal arasında keçid edə biləcəyimiz aşağıdakı sadələşdirilmiş diaqramı nəzərdən keçirin. Bu standart siqnallar normal olaraq yarımkeçirici səs-küy mənbəyidir. Yüksək sabit bir çıxış amplitüdlü geniş bir bantlı ağ səs-küy (və ya Gauss) siqnal çıxışı meydana gətirirlər. Onları uyğun bir müqayisə siqnal mənbəyi edən bu sabitlikdir.

Radio teleskopun girişində bir açar var. Bu əl ilə idarə oluna bilər, amma çox güman ki, kalibrləmə avtomatik olaraq həyata keçirilə bilməsi üçün bir kompüter tərəfindən idarə olunmasını istəyərdik. Bu keçid, alıcı girişinin antenadan bir siqnal və ya standart səs mənbəyimizdən bir siqnal görməsini seçməyimizə imkan verir. Pi, radioteleskopun girişindəki siqnal gücüdür. Şalter "Antenna" olaraq təyin olunduqda, Pi = Pant, burada Pant antenin alıcıya verdiyi gücdür (bu, bir vattın dəqiqəlik bir hissəsi olacaq). Şalter "Səs-küy mənbəyi" olaraq təyin olunduqda, Pns-nin səs-küy mənbəyinin çıxış gücü olduğu Pi = Pns.

    Pi = S Ae B
    S herts başına kvadrat metrə vat ilə günəş axınının sıxlığıdır (W m -2 Hz -1)
    Ae, antenanın kvadrat metr (m 2) ilə təsirli bir toplama sahəsidir.
    B, radiotseleskopun hertsdəki bant genişliyidir (Hz)
    Vo = c S + b
    S = (Vo - b) / c

Prosesdəki addımlar yuxarıdakı diaqramın altındakı qrafiklə təsvir edilmişdir.

Hər şeydən əvvəl giriş düyməsini "antenaya" qoyduq və antenanı Günəşdən uzaqlaşacaq şəkildə hərəkət etdiririk. Bu, bizə "soyuq bir səma" oxumaq imkanı verir. 200 MHz tezliyin üstündə Günəşdən güclü heç bir astronomik mənbə olmadığı üçün bu "soyuq səma" oxunuşunu sıfır günəş axını sıxlığına uyğun olaraq ala bilərik.

Yuxarıda göstərilən gündəlik kalibrləmə müqayisə səs-küy mənbəyindən istifadə edir. İndi verməli olduğumuz açıq sual, "standart" səs mənbəyini necə kalibrləməliyik. Səs-küy mənbələri üzərində möhürlənmiş ekvivalent bir günəş axını sıxlığı ilə istehsalçıdan gəlmir və gələ bilməz. Çünki bu dəyər təkcə radioteleskopun özündən asılıdır. Xüsusilə, bu, antenin effektiv toplama sahəsindən və antenin alıcı ilə birləşən qidalandırma xəttindəki itkilərdən asılıdır.

İndi d diametri olan bir parabolik qab üçün A = & pi (d / 2) 2 sahədir. Bu asanlıqla hesablana bilər. Bununla belə, belə bir antenin səmərəliliyi təxminən e = 0,4 ilə e = 0,8 arasında dəyişə bilər. Bu effektivlik parabolanın formasından, səthinin dəqiqliyindən və parolanın mərkəz nöqtəsində olan anten yeminin xüsusiyyətlərindən asılıdır. Bunlardan hər hansı biri zamanla dəyişərsə (məsələn, yem üzərində quş poununun örtülməsi), anten effektivliyi dəyişəcək və bununla birlikdə səs mənbəyinin "effektiv" axın sıxlığını dəyişdirmək lazımdır.

Beləliklə səs-küy mənbəyi üçün ekvivalent axını müəyyənləşdirən bəzi vasitələrə ehtiyacımız var. Bunun bir neçə fərqli yolu var:

1 Dünyanın başqa bir yerində başqa bir günəş radio rəsədxanasının günəş axını sıxlığının dəqiq dəyərlərini hesab etdiyinə inandığımızı bilsək, səs-küy mənbəyimizi radioteleskopumuz eyni dəyəri verənə qədər dəyişdiririk.

2 Antenin faktiki effektiv toplama sahəsini (onun effektivliyini təyin etməyə bərabərdir) və effektiv qəbuledici bant genişliyini müəyyənləşdirməyimizin bir yolu varsa, səs-küyümüzün təsirli axınını təyin etmək üçün kalibr olunmuş bir siqnal generatoru istifadə edə bilərik mənbə. Fiziki tənzimləmə aşağıdakı diaqramda göstərilir:

Bu metodla problem antenanın effektiv toplama sahəsinin təyin edilməsidir. Bunun üçün normal olaraq bir anten sınaq aralığı lazımdır. Bunlar azdır və quraşdırılması çox baha başa gəlir və sınaq zonasından radio rəsədxanasına qayıdarkən antenna hər hansı bir şəkildə dəyişdirilirsə, ölçmələr etibarsız olur.

3 Günəş radio teleskopunun qazancı kifayət qədər və dəqiq bilinən bir miqdarda artırıla bilərsə (və kalibr olunmuş bir siqnal generatoru bunu təyin edə bilər), onda antenanı sabit və bilinən axın sıxlığı olan digər radio astronomik mənbələrə yönəltmək mümkün ola bilər. Bunlar daha sonra radioteleskopun kalibrlənməsi üçün istifadə edilə bilər. Buradakı problem ondan ibarətdir ki, digər radio astronomik mənbələrin əksəriyyəti axın sıxlığının Günəşdən çox daha azdır və qazanc sağa qalxsa da, əksər günəş radio teleskoplarının səs-küy səviyyəsinin altındadır.

4 Günəşin radio emissiyaları bir çox vaxt miqyasında daim dəyişsə də, hər 10 ilə 11 ildə Günəş sakit bir vəziyyətə qayıdır. Bütün günəş ləkələri səthdən yox olur (yəni fotosfer) və bütün plaj (ağ) sahələr H-alfa şəkillərindən yox olur (bunlar əsasən günəş xromosferinə baxmağa imkan verir). Bu anda yavaş-yavaş dəyişən bir komponent (SVC), müvəqqəti partlayış komponenti yoxdur və yalnız səssiz komponent qalır. Bu sakit komponentin minimum bir günəş nöqtəsi dövründən digərinə qədər əhəmiyyətli dərəcədə dəyişmədiyini düşünsək, teleskopumuzu asanlıqla kalibrləmə yolumuz var - ən azı bir günəş nöqtəsi dövrü.

Aşağıdakı qrafik 200 MHz-dən 15 GHz-ə qədər günəş səssiz komponentinin ən yaxşı qiymətləndirməsini verir. Bu intervaldakı istənilən tezlik üçün günəş axını sıxlığı aşağıdakı əyridən oxunur.

Yalnız bu əyrinin Günəşdə görünən günəş ləkələri olmadığı və H-alfa şəklində heç bir ləkə olmadığı zaman günəş nöqtəsinin minimumuna yaxın bir zamanda mütləq günəş axınının yaxşı bir göstəricisi olduğunu unutmamalıyıq.

Günəşin göydə harada olduğunu bilməliyik, əgər radio teleskopumuz hər gün şərqdə qalxma mövqeyindən hərəkət edərkən və qərbdəki təyin olunmuş mövqeyinə gedərkən onu izləmək istəyirsə.

İndi Günəşin səmada görünən hərəkəti daha çox Yerin öz oxu ətrafında fırlanması ilə əlaqədardır. Bununla birlikdə, kiçik bir komponent Yerin Günəş ətrafında çevrilişinə görədir. Buna görə də, Günəşi göydəki eyni yerə qaytarmaq üçün hər gün 360 o deyil, təxminən 361 o dönməli olur. Yerin eliptik orbiti də Günəşin səmada görünən hərəkətinin tam sabit olmadığını göstərir. İndi əksər radio teleskopları üçün bu uyğunsuzluq narahat olmaq üçün çox kiçikdir. Yalnız Günəşi görüntüləmək üçün kifayət qədər yüksək çözünürlüklü böyük antenalar üçün bu tip ikinci sifariş təsiri ilə əlaqədar narahat olmağımız lazımdır.

Günəş radio teleskoplarında istifadə olunan iki ümumi tip var. Sürücülük üçün ən asan ekvatorial (bəzən qütb deyilir) dağıdır. Günəşin əyilmə hərəkəti kiçik olduğundan (fəsillərlə bərabər ekvatorda irəlilədikcə), bu tip dağı ümumiyyətlə yalnız saat bucağında (sağ qalxma) idarə etməyi tələb edir və sinxron mühərriklə idarə oluna bilər. Bu, teleskopu gün ərzində sabit bir sürətlə hərəkət etdirən ucuz bir mühərrikdir. Sapma tənzimlənməsi əl ilə gündə bir dəfə və ya hər gün ən azı bir neçə dəfə edilə bilər.

Digər montaj növü bir yüksəklik-azimut dağıdır (alt-az dağı da deyilir). Bu tip Günəşi izləmək üçün həm azimut, həm də yüksəklik oxlarında sürülməlidir. Və bu hərəkətləri idarə edən mühərriklər sadə sinxron mühərriklər ola bilməz. Tam azimut və yüksəklik açılarını mühərrikləri idarə edən bir nəzarətçiyə qaytaran enkoderlərdən istifadə edərək geribildirim döngəsindəki motorlar olmalıdırlar. Daha sonra nəzarətçi günün hər anında Günəşin dəqiq yüksəlişini və azimut açılarını bilməlidir. Bu dəyərlər normal olaraq bir efemeris proqramı tərəfindən təmin edilir. Aşağıdakı şəkil, belə bir proqramın müşahidəçiyə verə biləcəyi vizual ekranı göstərir və eyni zamanda bir el-az nəzarətçisini idarə etmək üçün rəqəmsal-analog konvertor (DAC) vasitəsilə idarəetmə gərginliyini təmin edir.

Proqramın həm azimut, həm yüksəklik koordinatlarını, həm də saat bucağı və əyilmə koordinatlarını hesabladığını unutmayın. Günəş axını 1 AU-ya düzəltmək üçün istifadə edilə bilən AU (astronomik vahidlər) də Günəş-Yer məsafəsinin dəyərini təmin edir. Bu proqramın tələb etdiyi yeganə giriş cari tarix və saatdır (Universal Time yerli vaxtdan yerli vaxt zonası bilikləri ilə hesablanır - ekrandakı sol xanaya baxın).Beləliklə, rəsədxanada dəqiq bir saatın olması vacibdir. Kompüterin belə bir əlaqəsi varsa, bunu internetdən əldə etmək olar.

Bu proqramın həyata keçirdiyi ephemeris hesablamalarının hamısı SOLPOS adlı Quick Program mənbə kodu aşağıda verilmiş bir alt proqram tərəfindən həyata keçirilir.

Eyni rutin, müşahidə məqsədləri üçün bilmək lazım olan gün doğuşu, gün batması və mərkəzi meridian keçid müddətlərini təmin etmək üçün istifadə edilə bilər.

Radio emissiyasındakı xüsusi bir artımın Günəşdən və ya RFI'dən qaynaqlandığını təyin etmək tapşırığından sonra partlayışın günəş mənşəli olduğunu düşünərək növbəti tapşırıq müşahidə etdiyiniz günəş emissiyası növünü təsnif etməkdir.

Tək tezlikli bir radiometr tərəfindən qeydə alınan partlayışlar üçün təsnifat bir radiospektrograf üçün istifadə olunan təsnifatlar sxemindən tamamilə fərqlidir.

Radiometr (Tək Frekans) Burst Təsnifatı

Radiometr çıxışları üçün partlayış təsnifatı yalnız axın sıxlığı və zaman intensivliyi profili baxımından edilə bilər. Bu cür təsniflər kifayət qədər ixtiyari xarakter daşıyır və bir rəsədxanadan digərinə dəyişməyə meyllidir. Bir sadə sxem aşağıdakı cədvəldə göstərilmişdir.

Akının sıxlığı Tək zirvə İki və ya daha çox zirvə
& lt 500 SFU Dürtüsel partlayış Kompleks partlaması
& ge 500 SFU Böyük partlayış Kompleks böyük partlayış

Buradakı zirvələrin tərifi yenə də ixtiyari xarakter daşıyır, lakin ümumiyyətlə əhəmiyyətli bir zirvə başqa bir zirvədən müəyyən bir vaxta (ən azı 2 dəqiqə) ayrılmalı və qonşu bir vadinin üstündə> 20% və> 50 SFU olmalıdır. Sagamore Hill Günəş Radio Rəsədxanasında qeydə alınan çox tezlikli mikrodalğalı partlayış nümunəsi aşağıda göstərilmişdir.

Qeyd edək ki, burada vaxt miqyası sağdan sola uzanır. Yalnız 8800MHz-də olan partlayışın kompleks olaraq qəbul ediləcəyini unutmayın. Yalnız 2 dəqiqə ayrılan iki əhəmiyyətli zirvəyə sahib olan yeganə tezlikdir.

Yuxarıdakı təsnifat sxeminə uyğun olmayan bir növ günəş partlaması var və o da günəş səs-küylü fırtınadır. Bu partlayışlar yalnız 1000 MHz-dən aşağı tezliklərdə baş verir və ən çox 100 ilə 300 MHz arasındakı tezlik aralığında görülür. Bu tip partlayış iki komponentdən ibarət ola bilər. Bunlardan biri günəş emissiyasının uzun müddət qalxmasıdır (davamlı bir emissiya), digər komponent isə qısa müddətli sıçrayış qruplarından ibarətdir (hər biri bant genişliyi genişdir - mərkəz tezliyinin yalnız 2% -i və saniyə müddəti) . Səs-küy fırtınaları saatlardan günlərə qədər davam edə bilər. Axının sıxlığı ilə demək olar ki, heç 1000 SFU-nu aşmırlar, ən aşağıda. Və nəhayət, bəzi partlayışlar heç bir xüsusiyyətləri olmayan çox hamar olur. Bu tədricən qalxma və enmə partlayışları mikrodalğalı tezliklərdə görünə bilər. Onlar on dəqiqədən bir-iki saata qədər davam edə bilər və çox kiçik pik intensivliyinə malikdirlər (normalda 100 SFU-dan az).

10 sm (3 GHz tezlik) dalğa boyu ətrafında olan partlayışların ya daha aşağı, ya da daha yüksək frekanslardakı partlayışlardan daha əhəmiyyətli olduğu düşünülür və burst amplitüdü arxa hissəni aşan 10 sm partlayışları təsvir etmək üçün xüsusi bir TENFLARE termini istifadə olunur. bu tezlikdə.

Radiospektrograf Burst Təsnifatı

Bir partlayışın spektral xassələri əsasında edilə bilən təsnifatlar (əhəmiyyətli bir tezlik aralığında və zamana görə dəyişikliklər) ümumiyyətlə daha faydalıdır.

CSIRO radiofizika şöbəsi 1950-ci illərdə metrik dalğa uzunluğunda (təxminən 30 ilə 200 MHz) günəş radiosu emissiyalarını araşdırdı və bu gün də istifadə olunan bir spektral təsnifat hazırladı. Beş fərqli spektral növü aşağıdakı kimi müəyyən etdilər:

Aşağıdakı diaqram, tez-tez böyük bir H-alfa alovu ilə əlaqəli olduğu qeyd edilən radio emissiyalarının idealizasiya ardıcıllığını göstərir. Bununla birlikdə, Günəşin eyni şeyi nadir hallarda iki dəfə etdiyini və davamlı olaraq bizi təəccübləndirdiyini unutmayın. Diaqramı bir sıra fenomenləri göstərən bir sıra böyük bir alovlanma ilə baş verə biləcək bir sıra hadisələrə baxın.

Aşağıdakılar, onların tanınmasına kömək etmək üçün müxtəlif spektral partlayış növlərini göstərən bəzi nümunələrdir.

Tip 1 spektral partlayış

Tip 1 spektral partlayış və ya günəş radiosunun səs-küylü fırtınası iki fərqli komponentdən ibarət ola bilər. Bunlardan biri günəş radiosu emissiyasının bir sıra frekanslar üzərində yüksəlməsidir (yəni strukturlaşdırılmamış davamlı bir emissiya). Digəri, hər biri bir-birindən asılı olmayan, emissiya zolağındakı təsadüfi tezliklərdə və təxminən 2% bant genişliyi olan bir sıra qısa dar zolaq partlayışlarıdır. Bunlar bir sıra dar qısa şaquli xətlər kimi görünəcəkdir.

Tip 2 spektral partlayış

Tip 2 spektral partlayışa yavaş sürüşmə partlaması da deyilir. Şok dalğasının tacdan keçməsindən sonra meydana gələn plazma emissiyasına görə olduğuna inanılır. Şok dalğası plazmadakı yükləmə mərkəzlərinin ayrılmasına səbəb olur. Plazmanın elektrik neytrallığını bərpa edərkən yüklər sönmüş harmonik hərəkətdə bir-birləri ətrafında salınır. Radiasiya hərəkətin bir nəticəsi olan sürətlənmə və yavaşlama nəticəsində meydana gəlir. Plazma rezonansı və ya kritik tezlik olaraq da bilinən şüalanmanın tezliyi, emissiyanın gəldiyi yerdən tacın elektron sıxlığının kvadrat kökü ilə mütənasibdir. Koronada hündürlük artdıqca bu sıxlıq azaldıqca, hər tezliyə təqribən hündürlük təyin edə bilərik. Bu, şok dalğasının tac vasitəsilə yayılma sürətini təyin etməyə imkan verir.

Tip 2 spektral partlayış yaradan proses ümumiyyətlə həm əsas, həm də ikinci bir harmonik emissiya yaradır. Əksər hallarda, bu tullantıların hər ikisi spektroqrafda görülür, ancaq bəzən Günəşdə yaradılış səmərəliliyi səbəbiylə ya da günəşin və ya yerdəki iyonferanın ətraf mühitin dəyişməsi səbəbiylə yalnız biri görünə bilər (ümumiyyətlə siqnalları qıraraq görünmür).

Tip 3 spektral partlayış

Tip 3 spektral partlayış sürətli sürüşmə partlaması kimi də bilinir. Bu partlayışlar ümumiyyətlə işıq sürətinin əhəmiyyətli bir hissəsi olan sürətlərdə tacdan atılan yüksək sürətli elektronların şüaları ilə əlaqələndirilir. Tip 2 partlayışları kimi, radio emissiyasının da bölgəni keçərkən elektron şüaları tərəfindən tacın müxtəlif səviyyələrində həyəcanlanan plazma şüalanması olduğuna inanılır. Sürət o qədər sürətlidir ki, aşağıdakı şəkildə yamacdan məhrum olan şaquli xətlərin yaxınlığında görünürlər. Həqiqətən də tezlikdə "sürüşdüklərini" göstərmək üçün daha yüksək vaxt qətnaməsi tələb olunur.

Tip 4 spektral partlayış

Bu, böyük bir günəş hadisəsini (məsələn, 2B optik məşəl və ya X sinif x-ray alovu və ya radio spektrində) tip 2 partlayışdan sonra davam edən davamlı bir şüalanma (yəni böyük bir tezlik aralığında eyni zamanda meydana gələn tullantılar). ).

Tip 4 emissiyası tez-tez bir sıra kateqoriyaya bölünür (bir müəllif tip 4 partlayışın ən az 16 alt kateqoriyasını siyahıya alır). Əsas bölmələr üçlüdür: Stasionar tip 4, Hərəkətli tip 4 və Flare Continua. Təəssüf ki, bunları bir-birindən ayırmaq üçün ümumiyyətlə bir radiohelioqraf tələb olunur.

Tip 4 emissiyası spektrograf ekranında parlaqlığın artması (boz miqyaslı) və ya daha yüksək intensivliyə uyğun fərqli bir rəng (rəng xəritəsi) kimi bir sıra frekanslarda aşkar edilə bilər. Normalda heç bir quruluş göstərməyəcəkdir. Aşağıdakı nümunə bu qaydanın istisnasıdır. Ətraf mühitin modifikasiyası (yəni ionosferik linzalar) sayəsində quruluş göstərir.

Tip 5 spektral partlayış

Tip 5, həqiqətən ayrı bir partlayış təsnifatı deyil, çünki bəzi tip 3 partlayışları izləyən aşağı tezliklərdə qısa müddətli davamlı radiasiyaya aiddir. Sinxrotron emissiyasının mümkün qarışığı ilə plazma radiasiyasının olduğuna inanılır. Orijinal səs vurulduqdan sonra bir müddət səslənən bir zəng çalmasına və ya ilkin çatlardan sonra göy gurultulu səsə bənzədilə bilər (çat 3 tipə bənzəyir və aşağıdakı səslənən səs-küyə bənzəyir). tip 5 emissiya). Beləliklə, tip 5-in, bəlkə də maqnit təsirləri ilə əlaqəli plazma radiasiyasının azalmış sönüm prosesləri səbəbindən bir zəngli salınım olduğu düşünülə bilər.

Püskürən qabarıqlıqlar, maqnetohidrodinamik şok dalğaları, CME.

Bir günəş radiosunun partlayış hadisələrini bir spektrografdan və emissiya növünün təyin edilməsini təhlil edərkən, emissiyanın müşahidə olunduğu tezlik aralığını, başlanğıc və bitmə vaxtlarını və emissiya intensivliyinin göstəricilərini bildirmək adi haldır. Bir çox günəş radiospektroqrafı kalibrlənmədiyi üçün (ən azı mütləq mənada) və ətraf mühit (xüsusən ionosfer) aşağı tezlikdə kalibrləmə (zəifləmə, qırılma, səpələnmə və müdaxilə səbəbiylə) asanlıqla istehza edə bildiyindən adi bir məhdud miqyaslı intensivlik miqyasından istifadə etmək. Bunun bəzən kiçik, əhəmiyyətli və böyük olaraq xarakterizə olunan yalnız üç dəyəri ola bilər (aşağı, orta və yüksək). Belə bir miqyas əlbəttə nisbi və subyektivdir.

    h = 696.000 (9.95 / (2 ln (f) - 1.22) - 1)
    h fotosferin üzərindəki hündürlüyü km-dir
    f - MHz-də partlayışın tezliyi
    v = (h2 - h1) / t (km / s)

Bunu etmək üçün nəzərə almalı olduğumuz iki praktik məqam var. Yavaş bir sürüşmə partlaması normal olaraq həm əsas, həm də harmonik bir komponent göstərəcəkdir. Plazma tezliklərini ölçmək üçün ikinci harmonikdən istifadə edirsinizsə, əvvəlcə yuxarıdakı tənliyi əvəz etmək üçün tələb olunan əsas tezlikləri əldə etmək üçün bu tezlikləri 2-yə bölməlisiniz.

İkinci məqam budur ki, partlamanın qabaqcıl kənarı çox vaxt cırıq olduğundan iki ölçmə çox dəqiq bir sürət qiymətləndirməsini təmin edə bilməz. Daha dəqiq nəticə əldə etmək üçün bir neçə ölçmə aparmaq və bunları çoxsaylı regresiya ən kiçik kvadrat analizində istifadə etmək adi haldır. Bu ümumiyyətlə kompüter tərəfindən edilir.

Şok sürəti hesablamaları normal olaraq yalnız yavaş sürüşmə partlayışları üçün aparılır (tip 2 spektral təsnifat). Sürətli sürüşmə (tip 3) partlayışlar işığın sürətinin əhəmiyyətli bir hissəsində hərəkət edir və nisbi elektronların şüaları ilə əlaqədardır. Bu yüngül hissəciklər kosmik hava məqsədləri üçün normal olaraq əhəmiyyətli deyil. Sürətlərinin dəqiq ölçülməsi, istənirsə, yüksək tezlikli vaxt bazasını tələb edir ki, bu da yalnız tezlik spektrini daha sürətlə taramaqla və nəticədə siqnalın səs-küy nisbətinin dəyişməsi ilə əldə edilə bilər.

Yavaş sürüşmə partlayışları ümumiyyətlə 200 ilə 2000 km / saniyə arasında şok sürətinə malikdir. Günəşdən qaçma sürətinin 620 km / saniyədən az olduğunu unutmayın.

Castelli-U spektral hadisə

İndiyə qədər qeyd etmədiyimiz bir növ mikrodalğalı spektral hadisə var. Bunun üçün ya 200 ilə ən azı 10 GHz aralığını əhatə edən bir spektrograf və ya eyni aralığı əhatə edən aralarında oktava boşluqları olmayan bir sıra sabit tezlikli radiometrlər lazımdır (bir oktava 2: 1 - nümunə 500 ilə 1000 MHz və ya 2 ilə 4 GHz arasında).

Bu tip spektral partlayış 1960-cı illərin sonunda USAF Tədqiqat Laboratoriyalarından John Castelli tərəfindən araşdırılmışdır. Adını bir intensivliyə və tezlik sahəsinə görə göstərdiyi U şəklindən alır. Bir vaxtlar əvvəlcə U şəkilli bir spektrin mövcudluğunun Günəşdə baş verən (kosmosdakı avadanlıq və insanlara aid) ən zərərli hadisə olan günəş proton alovunun göstəricisi olduğu düşünülürdü. Bu hadisələr bəzən Solar Cosmic Ray hadisələri kimi tanınır.

Əlavə təhlillər bir Castelli-U-nun ən böyük günəş hadisələri üçün tipik bir mikrodalğalı partlayış forması olduğunu göstərdi. Bununla birlikdə, C-U spektrinin tip 2 və tip 4 metrewave partlamaları ilə birlikdə olması, ümumiyyətlə Günəşdəki proseslərin protonları nisbi sürətlərə sürətləndirdiyinin yaxşı bir göstəricisidir.

Castelli-U üçün tələblər dörd qatdır:

(1) partlayış yüksək mikrodalğalı frekanslarda 1000SFU frekanslarda> 1000 SFU zirvəsini göstərməlidir
(3) orta mikrodalğalı tezliklərdə daldırma - U şəklini çıxarmaq üçün
(4) 8800 MHz-dəki partlayışın inteqrasiya edilmiş axını 100,000 SFU-saniyəni keçməlidir

Aşağıdakı süjetdə Castelli-U spektral partlayışı göstərilir.

Aşağıdakı qrafik bir Castelli-U / type2 / type4 radio spektral partlayış kompleksindən 20 dəqiqə sonra başlayan proton alovunu göstərir.

Orijinal analitikdən başqa hamını xam məlumatları vaxtaşırı araşdırmaqdan qurtarmaq üçün analitikin bütün əhəmiyyətli radio emissiyalarını cədvəl (və ya kodlu) şəklində bildirməsi adi haldır (həm də faydalıdır). Təcili hesabat kosmik hava proqnozu mərkəzləri üçün yayım və proqnozlaşdırma məqsədləri üçün faydalıdır. Həm də elmi tədqiqatlar üçün istifadə edilə bilən günəş radiosu emissiyalarının siyahılarını tərtib etməyə imkan verir. Bu cür siyahılar ümumiyyətlə dünya məlumat mərkəzlərindən tərtib edilir, saxlanılır və paylanır.

Hər günəş radio hadisəsi üçün yalnız əhəmiyyətli parametrlər bildirilməlidir. Tək tezlikli radiometrlər və spektrograflar üçün təklif olunan parametrlər aşağıda verilmişdir.

Bir çox başqa işdə olduğu kimi, müşahidə etmək və dərhal təhlil etmək Günəşin fasiləsiz radio patrulunu həyata keçirmək üçün həyata keçirilməli olan yeganə iş deyil.

Keyfiyyətə nəzarət çox vacibdir. Bu, əvvəllər verilmiş hesabatların dəqiq olmasını və günəş fəaliyyətinin qaçırılmadığını təmin etmək üçün məlumatları yenidən yoxlamaq deməkdir. Mümkünsə, təhlil və hesabatların müəllifi olmayan bir şəxsin yoxlamanı etməsi üstünlük təşkil edir.

Verilənlərin arxivləşdirilməsi də başqa bir vacib ev işidir. Xam məlumatlar sabit disklərdən CD və ya digər formatlı yaddaş daşıyıcılarına kopyalanmalı və dünyanın müxtəlif Dünya Məlumat Mərkəzlərindən birinə və ya bir neçəsinə göndərilməlidir. Təlim məqsədləri, tədqiqat hesabatları və ictimaiyyətlə əlaqələr üçün bu məlumatların ən azı bir alt hissəsini saytda saxlamaq (və bəlkə də böyük təbii və texnogen fəlakətlər nəticəsində məlumatların sağ qalmasını təmin etmək üçün) faydalıdır.

Yaxşı, buradan hara? Təəssüf ki, günəş radio astronomiyası üzərində yazılmış çox az kitab var. Bunlar aşağıda verilmişdir:

Mukul R Kundu, "Günəş Radio Astronomiyası", İntercience [Wiley] (New York, 1965)

Alex G Smith, "Günəşin Radio Kəşfi", Van Nostrand (Princeton, 1967)

Albrecht Kruger, "Günəş Radio Astronomiyası və Radio Fizikasına giriş", Reidel, (Dordrecht, 1979)

MR Kundu və Tomas R Gergely (Redaktorlar), "Günəşin Radio Fizikası", College Park-da simpozium, Maryland, 7-10 Avqust 1979, Reidel, (Dordrecht, 1980)

AO Benz və P Zlobec (Redaktorlar), "Günəş Radio Fırtınaları", "Günəş səs-küylü fırtınalar" mövzusunda 4-cü CESRA seminarının materialları, Trieste (1982)

DJ McLean & NR Labrum (Redaktorlar), "Günəş Radio Fizikası", Cambridge University Press (Cambridge, 1985) ISBN 0 521 25409 4

Bunlardan bəziləri günəş radiosu emissiyalarını araşdıran insanlar üçün faydalı ola bilsə də, kosmik hava məqsədləri üçün günəş radio patrulu ilə maraqlananlar üçün oxunaqlı ikisi ilk ikisidir. Smithin kiçik kitabı olduqca oxunaqlıdır və Kundu tərəfindən yazılmış "Günəş Radio Astronomiyası" nın ilk bir neçə hissəsini də çox faydalı tapmalısınız. Bu mətnlərin hər ikisi təxminən 40 il əvvəl yazılmışdır. McLean və Labrum tərəfindən yazılan "Günəş Radio Fizikası", CSIRO-nun 40 il ərzində, Radiofizika qrupunun istiqamətini dəyişdirməmişdən əvvəl bu mövzuda öyrəndiklərinin daha yeni bir xülasəsidir (və mətn bu məlumatların itirilməməsi üçün yazılmışdır). Şübhəsiz ki, bu mətndən əldə ediləcək çox faydalı məlumatlar var, lakin bir çoxu olduqca texniki və riyazi məlumatlardır. Cambridge yazı tipi və düzeni təəssüf ki, asan oxunuşa imkan vermir.

Günəş radio fizikası məqalələri üçün ən əhəmiyyətli iki jurnal bunlardır
Günəş fizikası

Geofiziki Tədqiqatlar Jurnalı (JGR) - mavi (A seriyası).

Xüsusilə Bill Erickson və həyat yoldaşı Hilary Cane'nin son 10 ildə yazdıqları məqalələrə baxa bilərsiniz. 3L termini verdikləri 3 tipli bir emissiya alt sinifinin olduğunu iddia edirlər (L tip 2/4 kompleksindən əvvəl meydana gələn ilkin tip 3 emissiyadan daha sonra və aşağı tezliklərdə meydana gəldiyinə görə). 3L emissiyasının çox vaxt proton hadisələri ilə əlaqəli olduğunu göstərmək üçün məlumatlar təqdim edirlər.

Son 15 ildə metrik dalğa boylarında müşahidə etdiyimiz tip 2 partlayışa səbəb olan şok dalğasının təbiəti ilə bağlı bir mübahisə yarandı. CME "düşərgəsi" (yəni CME-nin hər şeyə "səbəb" olduğuna inanan insanlar qrupu) tip II-lərin yalnız alovlar nəticəsində meydana gələn partlayış dalğalarının nəticəsi olduğuna inandıqlarını (H-də gördüyümüz Moreton / Ramsay dalğalarını yaradırlar). -alfa şəkilləri) və bununla da yalnız günəş səthi və ya aşağı atmosfer fenomenidir, CME-lərlə əlaqəsi yoxdur və CME-lərin Yerə səyahət müddətlərini proqnozlaşdırmaqda faydasızdır. Planetlərarası müşahidələr, ən azı bir tip 2 qrupunun CME yayılması ilə əlaqəli olduğunu göstərdi. Tip 2 emissiyalarını ən azı 2 qrupa bölmək lazım olduğumuz çox mümkündür.

İnternetdə bəzi faydalı təlim materialları var. Bunlardan biri, Nyu-Cersi Texnologiya İnstitutundan Dale Gary tərəfindən günəş radio fizikası mövzusunda bir sıra mühazirələrdir.

Və nəhayət Günəşin davamlı və uzunmüddətli müşahidəsindən yığılmış təcrübə kimi bir şey yoxdur.