Открытие сверхкороны Солнца - одно из крупнейших достижений советской радиоастрономии.
Историю этого открытия следует начинать с 1951 г. В этом году В.В. Виткевичем был предложен новый метод исследования внешних слоев солнечной короны - метод просвечивания [1]. Сущность метода состояла в анализе влияния, которое оказывает среда солнечной короны на радиоволны от источника, находящегося за Солнцем, и определения по этому влиянию параметров просвечиваемой среды. В качестве источника радиоволн было предложено использовать Крабовидную туманность, которая ежегодно сближается на небесной сфере с Солнцем до расстояния 4,5 радиусов Солнца. Поскольку при близком расположении источника просвечивания от Солнца возникает проблема подавления влияния такого мощного радиоисточника как Солнце, Виткевич предложил использовать интерферометрический метод с таким размером лепестков диаграммы направленности, чтобы интерферометр реагировал только на радиоисточник просвечивания, имеющий угловые размеры, значительно меньшие углового размера Солнца. В упомянутой выше работе Виткевичем были предложены также возможные варианты влияния коронального вещества на проходящие радиоволны: рефракция, поглощение и рассеяние на неоднородностях электронной концентрации. Таким образом, были высказаны все основные идеи, реализация которых привела к открытию сверхкороны Солнца, поэтому есть все основания считать работу [1] приоритетной. Первые наблюдения были проведены Виткевичем на Крымской станции ФИАНа в 1951 г. с помощью морского интерферометра, но они были неудачными из-за того, что на Солнце в это время был мощный локальный источник, который давал сильный вклад в интерференционную картину.
В июне 1952 г. наблюдения были повторены на двухэлементном интерферометре с базой D = 670 м. Были получены данные об уменьшении амплитуды интерференционной картины при сближении на небесной сфере Крабовидной туманности с Солнцем. Однако эти результаты не были уверенными в связи с тем, что во время наблюдений шли проливные дожди.
  Уверенные результаты дала серия наблюдений 1953 г. [2]. В этой серии было установлено, что при сближении источника с Солнцем происходит уменьшение амплитуды интерференционной картины, начиная с угловых расстояний между источником и Солнцем 12-15 радиусов Солнца. На рис. 1 показано изменение амплитуды интерференционной картины со временем - кривая "радиозатмения". Эффект изменения амплитуды интерференционной картины со временем был интерпретирован Виткевичем как увеличение видимого размера Крабовидной туманности за счет рассеяния радиоволн на неоднородностях электронной концентрации. Вместе с тем оставалась возможность объяснения наблюдаемого эффекта поглощением излучения корональным веществом. Наблюдения 1954 г., проведенные Виткевичем на двух интерференционных базах, показали, что мы имеем дело с эффектом рассеяния радиоволн на неоднородностях электронной концентрации. В наблюдениях 1952-1954 гг. активную помощь Виткевичу оказал В.А. Удальцов.

Рис. 1. Изменение амплитуды интерференционной картины при сближении на небесной сфере Крабовидной туманности с Солнцем.

  В публикации 1956 г. впервые появился термин "сверхкорона", которым Виткевич назвал самые внешние слои солнечной короны (от единиц до нескольких десятков солнечных радиусов), наблюдаемые с помощью метода просвечивания.
  Дальнейшие систематические наблюдения эффекта рассеяния проводились на Крымской станции ФИАНа до 1962 г., а с 1957 г. по 1963 г, наблюдения проводились на Окской станции ФИАН (ныне Радиоастрономическая станция ФИАН). В результате этих наблюдений было обнаружено изменение электронной концентрации с циклом солнечной активности и тем самым доказано солнечное происхождение вещества сверхкороны. В 1968 г. эти работы были отмечены диплом Госкомитета по изобретениям и открытиям СССР № 11.

Открытие радиального магнитного поля в сверхкороне Солнца.

  Исследования, проведенные в Крыму, показали, что наиболее эффективным для исследований сверхкороны Солнца является метровый диапазон. Но в этом диапазоне в Крыму было достаточно много помех от радиолокаторов. Поиски перспективного места для развития наблюдательной базы привели В.В. Виткевича на место будущей Пущинской радиоастрономической обсерватории ФИАН. Первые наблюдения в ПРАО ФИАН были посвящены исследованиям эффекта анизотропии рассеяния радиоизлучения в сверхкороне Солнца, проведенные В.В.Виткевичем и Б.Н.Пановкиным в 1957 г. на радиоинтерферометре с тремя различно ориентированными базами [3]. Эти наблюдения показали, что рассеяние является анизотропным, большая ось эллипса рассеяния ориентирована поперек радиального направления. Соответственно, неоднородности электронной концентрации являются анизотропными с большой осью, ориентированной вдоль радиального направления. В.В.Виткевич и Б.Н.Пановкин сделали вывод, что форма неоднородностей контролируется магнитным полем и что магнитное поле в сверхкороне Солнца ориентировано преимущественно радиально. На современном уровне понимания физики солнечной короны и солнечного ветра мы можем утверждать, что факт радиальности магнитного поля однозначно свидетельствовал о гидродинамически расширяющейся верхней оболочке Солнца, т.е. о солнечном ветре. Однако в то время уровень наших знаний был недостаточен, такой вывод сделан не был и солнечный ветер был открыт на два года позднее К.И.Грингаузом с помощью датчиков на космическом спутнике. В 1959 г. появилась и первая работа Е.Паркера по теории солнечного ветра. Обнаружение радиального магнитного поля в сверхкороне Солнца было признано открытием (диплом на открытие № 86, 1970 г.).

Межпланетные мерцания. Измерения скорости солнечного ветра

  В 1964 г. английский радиоастроном А.Хьюиш с сотрудниками открыли межпланетные мерцания радиоисточников. С этим связано начало нового периода в исследованиях межпланетной среды. Первые наблюдения межпланетных мерцаний в СССР были проведены в 1965 г. В.В.Виткевичем, Т.Д.Антоновой и В.И.Власовым на большом крестообразном радиотелескопе ДКР-1000, который только что был введен в строй [4]. Наблюдательно явление мерцаний проявляется в виде быстрых стохастических флуктуаций потока радиоисточника I, принимаемого радиотелескопом. Характерное время флуктуаций примерно равно 1 сек. Второй характеристикой мерцаний является индекс мерцаний m. Он служит мерой амплитуды флуктуаций потока и представляет собой среднеквадратичное значение флуктуаций потока, нормированное на среднее значение потока I. Его значение меняется от процентов до десятков процентов. Само явление межпланетных мерцаний определяется модуляцией радиоизлучения неоднородностями электронной концентрации и приводит к модуляции пространственной картины распределения потока от радиоисточника в виде случайного ансамбля светлых и темных пятен - случайной дифракционной картины. При движении межпланетной плазмы со скоростью солнечного ветра случайная пространственная картина приводит к переменности принимаемого потока источника при наблюдении на неподвижном радиотелескопе. При скорости солнечного ветра V = 400 км/сек характерному времени 1 сек. соответствует характерный пространственный масштаб дифракционной картины на Земле a = 400 км. По величине индекса мерцаний можно определить амплитуду флуктуаций электронной концентрации Ne. Наблюдения показали, что амплитуда флуктуаций электронной концентрации возрастает при приближении радиоисточника на небесной сфере к Солнцу.
  Если проводить одновременные наблюдения на трех радиотелескопах, разнесенных на расстояния порядка масштаба неоднородностей дифракционной картины, то можно измерить величину и направление скорости движения дифракционной картины на Земле и определить скорость солнечного ветра. Для проведения этого эксперимента одновременно с началом наблюдений мерцаний на радиотелескопе ДКР-1000 В.В.Виткевич организовал сооружение двух радиотелескопов с эффективной площадью около 1000 кв.м соответственно в Калининской и Ярославской областях. Расположение радиотелескопов было выбрано так, чтобы они вместе с радиотелескопом ДКР 1000 находились в вершинах примерно равностороннего треугольника со стороной около 300 км. Измерения скорости солнечного ветра проводились В.В. Виткевичем и В.И. Власовым в 1966 г. [5]. Было установлено, что скорость солнечного ветра радиальна по отношению к Солнцу на всех гелиографических широтах и ее величина в среднем равна 400 км/сек. Надо отметить, что в то время, а также долгое время спустя, измерения солнечного ветра на космических аппаратах проводились только в плоскости эклиптики, так что радиоастрономические измерения дали существенно новую информацию.
В 1968 г. за открытие и исследование сверхкороны Солнца и межпланетной плазмы В.В. Виткевичу была присуждена Государственная премия СССР.

  Спектры мерцаний. Спектры турбулентности.

   Новая стадия исследований межпланетных мерцаний в ПРАО ФИАН наступила после создания по инициативе и под руководством В.В.Виткевича новой антенны БСА. Огромная эффективная площадь (около 30000 кв.м) позволила измерить мерцания радиоисточников c самой высокой в мире чувствительностью.
Первой научной программой на этой антенне была программа измерения временных спектров межпланетных мерцаний, проведенная Т.Д. Шишовой (Антоновой) [6]. Структура спектра мерцаний определяется как спектром турбулентности, так и исходным распределением яркости по источнику. Комплексный анализ данных позволил разделить эти эффекты и измерить спектр турбулентности. Было показано, что квадратичный спектр флуктуаций электронной концентрации в широком диапазоне масштабов является степенным с показателем степени трехмерного спектра n = 3.6. Эти данные получены для расстояний от 70 до 200 солнечных радиусов (0.3 1 астрономической единицы).
   На более близких к солнцу расстояниях данные получены по анализу модуляции радиосигналов с космических аппаратов, прошедших через межпланетную плазму. И.В. Чашей совместно с сотрудниками ИРЭ РАН, Боннского и Бохумского университетов (Германия) по измерениям флуктуаций частоты просвечивающих когерентных радиосигналов космического аппарата GALILEO получили оценки внешнего масштаба турбулентности солнечного ветра в области гелиоцентрических расстояний от 7 до 80 радиусов Солнца и установили, что радиальная зависимость внешнего масштаба турбулентности близка к линейной [7]. Ими также было показано, что спектры турбулентности становятся круче при переходе из области ускорения в область сформировавшегося солнечного ветра.

Модель солнечной короны и солнечного ветра

  Экспериментальные работы по изучению спектров мерцаний стимулировали теоретические исследования спектров турбулентности. В соответствии с моделью, разработанной И.В. Чашеем и В.И. Шишовым, основным источником энергии турбулентности являются альфвеновские волны, генерируемые в верхней хромосфере Солнца в условиях сильной турбулентности. Формирование наблюдаемого спектра неоднородностей происходит за счет нелинейного взаимодействия альфвеновских, быстрых и медленных магнитозвуковых волн [8].
  Низкочастотные альфвеновские волны являются основным источником нагрева короны и ускорения солнечного ветра. Формирование короны и солнечного ветра следует рассматривать самосогласованно. Такое самосогласованное рассмотрение показывает, что основным параметром, который определяет структуру короны, сверхкороны и межпланетной плазмы, является напряженность магнитного поля в основании короны [9].

Картографирование индексов мерцаний и пространственная структура межпланетной плазмы.

  Электрическое управление диаграммой направленности антенны БСА позволяет наблюдать более сотни мерцающих источников в день. В.Власов, В.И.Шишов и Т.Д. Шишова предложили использовать это свойство антенны для построения карт распределения индексов мерцаний [10]. Квадрат индекса мерцаний - относительная дисперсия флуктуаций потока излучения источника - пропорционален дисперсии флуктуаций электронной концентрации. Поэтому распределение величин индексов мерцаний соответствует распределению уровня турбулентных флуктуаций электронной концентрации межпланетной плазмы. Первые карты были получены в 1975 году. Примеры карт распределения индексов межпланетных мерцаний показаны на рис. 2. На этом рисунке увеличение плотности штриховки соответствует увеличению значений величины индекса мерцаний. Мы видим, что при приближении к Солнцу величина индекса мерцаний возрастает, что говорит о возрастании плотности межпланетной плазмы и о сильной зависимости значений величины плотности от расстояния до Солнца. Кроме того, наблюдается заметная угловая (гелиоширотная) зависимость пространственной структуры межпланетной плазмы. Следует также отметить достаточно сильную переменность структуры день ото дня.

Изменения средней структуры межпланетной плазмы с циклом солнечной активности.

   На основе длительных измерений методом картографирования индексов мерцаний В.И. Власовым [11] было установлено, что в период максимума солнечной активности структура распределения электронной концентрации в межпланетной плазме близка к сферически симметричной. В год минимума она сплюснута в полярных направлениях и вытянута вдоль плоскости солнечного экватора. Установлено также, что с циклом солнечной активности основные изменения происходят в полярных областях, а экваториальные области изменяются значительно слабее. Качественно аналогичные результаты были получены и для самых внутренних областей межпланетной плазмы, т.е. для сверхкороны Солнца. Тот же результат получается по оптическим наблюдениям и для солнечной короны. Таким образом, структура межпланетной плазмы повторяет структуру солнечной короны и сверхкороны, что говорит о генетической связи этих трех образований.
   Данные по измерению скорости солнечного ветра также показали, что изменения скорости с циклом солнечной активности происходят, в основном, в полярных областях. В год максимума солнечной активности распределение скоростей солнечного ветра близко к сферически симметричному и значение скорости V 400 км/с. В год минимума солнечной активности скорость в полярных областях увеличивается примерно в 1.5 раза, достигая значений 600-700 км/с.
   Годичные вариации скорости V и средней величины индекса мерцаний <m> происходят таким образом, что сохраняется величина <m> V. Эта величина не зависит ни от гелиошироты, ни от времени (на масштабах порядка года). Закон сохранения величины <m> V можно трактовать как закон сохранения потока массы, поскольку флуктуации электронной концентрации примерно пропорциональны средней концентрации.

Возмущения в межпланетной плазме. Межпланетные ударные волны

Рис. 2. Карты распределения величин индексов межпланетных мерцаний. Усиление плотности штриховки соответствует увеличению величин индексов мерцаний.

   Из рис. 2 видно, что картина распределения вещества в межпланетном пространстве далека от сферически симметричной, она имеет возмущенную структуру, причем эта структура может существенно измениться за сутки.
   Среди возмущений в межпланетной плазме можно выделить два типа структур, которые имеют важнейшее значение. Первый тип - коротирующие структуры. Эти структуры связаны с длительно существующими на Солнце источниками возмущений и вращаются вместе с Солнцем (здесь следует отметить, что вращаются только конфигурации структур, а вещество в них движется радиально от Солнца). Этим структурам соответствуют характерные времена изменения индексов мерцаний 3-5 суток - характерное время прохождения коротирующей структуры через эффективную область пространства, зондируемую данным источником, размеры такой области по гелиодолготе составляют примерно 60°.
   Второй тип возмущений - распространяющиеся явления. Они вызываются кратковременными событиями на Солнце. Наиболее ярким примером распространяющихся явлений служат межпланетные ударные волны, генерируемые вспышками на Солнце. Для выявления ударных волн в межпланетной плазме В.И. Власов предложил отмечать на небесной сфере положение источников, которые показали возрастание величины индекса мерцаний в данный день по сравнению с величиной в предыдущий день [12]. Пример регистрации этим методом прохождения ударной волны через межпланетное пространство показан на рис. 3.

Рис. 3. Пример регистрации прохождения ударной волны через межпланетную плазму. Точками отмечены положения радиоисточников, у которых наблюдалось увеличение величины индекса мерцаний в данный день по сравнению со значением индекса мерцаний в предыдущий день. Кружком отмечено положение Солнца.

   Здесь точками отмечены положения источников, которые показали возмущение индекса мерцаний. Мы видим, что вспышка на Солнце, которая произошла 22 августа 1979 года, привела к возникновению ударной волны. Через сутки передний фронт ударной волны находился на расстоянии 0.5 астрономической единицы. Через двое суток он уже находился на расстоянии 1 астрономической единицы от Солнца, то есть достиг орбиты Земли. Через трое суток уже вся возмущенная область находилась за орбитой Земли. Как видно из рисунка, возможность охватить явление в целом - огромное преимущество радиоастрономических методов перед другими. Этими методами удалось изучить эволюцию скорости ударного фронта с удалением от Солнца. На расстояниях, больших 0,2-0,3 а.е. от Солнца, скорость ударной волны замедляется с ростом расстояния от Солнца, причем для сильных ударных волн закон замедления является более сильным, чем предсказывает теория. Следует отметить, что теория возмущений в межпланетной плазме слабо разработана и здесь имеется обширное перспективное поле деятельности.

Прогноз земных проявлений солнечной активности

   Корреляционный анализ ежедневных вариаций индексов мерцаний показал, что распространяющиеся явления имеют конечные угловые размеры: их средний угловой размер составляет примерно 60° в гелиодолготном сечении и 45° в гелиоширотном сечении. В радиальном направлении характерный масштаб распространяющегося явления равен 0,2-0,3 а.е.
   Проблема предсказания времени прихода возмущения в околоземное космическое пространство и влияния, которое возмущение окажет на Землю, - одна из самых актуальных проблем, не решенных в настоящее время. Поскольку радиоастрономические данные дают информацию о состоянии межпланетной плазмы на более близких к Солнцу расстояниях, чем Земля, то возникает возможность использования этих данных для прогнозирования геофизических проявлений солнечной активности.
   В.И. Власов провел сопоставление средних значений индексов межпланетных мерцаний, усредненных по всем источникам, и индексов геомагнитной активности и показал, что между этими двумя рядами данных имеется хорошая корреляция [13]. Опережение данных мерцаний составляло примерно 1 сутки. На этом основана возможность использования наблюдений мерцаний для краткосрочного прогноза геомагнитных возмущений.

Мониторинг межпланетных мерцаний радиоисточников.

   В настоящее время в ПРАО АКЦ ФИАН отрабатывается технология мониторинга параметров турбулентной межпланетной плазмы по наблюдениям межпланетных мерцаний большого числа радиоисточников (квазаров и пульсаров) на частоте 110 МГц. Наблюдения проводятся на радиотелескопе БСА ФИАН, который является самым высокочувствительным в мире в телескопом метровых волн. Кроме того, он позволяет проводить наблюдения одновременно в двух диаграммах, каждая из которых состоит их 16 лучей. Это свойство антенны позволяет проводить быстрый обзор неба с наивысшей мгновенной чувствительностью, то есть проводить мониторинг быстропеременных процессов в космической плазме и ионосфере. В рамках этой программы предполагается проведение на одной из диаграмм одновременно в 16-ти лучах и на второй диаграмме в 8 лучах систематических наблюдений межпланетных и ионосферных мерцаний круглосуточно. Особенностью предлагаемого подхода к решению поставленной задачи является одновременное использование двух качеств радиотелескопа БСА ФИАН: самая высокая в мире мгновенная чувствительность и возможность проведения одновременных наблюдений в 32-х лучах в площадке неба размером 1 градус по прямому восхождению и 16 градусов по склонению в течение 6 минут, что позволяет провести наблюдения около 1000 радиоисточников в сутки и вести мониторинг межпланетной плазмы и ионосферы. Поскольку параметры мерцаний зависят как от параметров турбулентной межпланетной плазмы, так и от параметров источников, то на первом этапе наблюдений проводится измерение параметров источников. Далее, данные наблюдений будут редуцированы с тем, чтобы исключить влияние угловых размеров источника и привести данные наблюдений к мерцаниям точечного источника. Восстановленные данные будут использоваться для мониторинга нестационарных процессов в турбулентной межпланетной плазме.

II. МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПЛАЗМА.

   Межзвездные мерцания радиоисточников были открыты вскоре после открытия пульсаров. Причины столь позднего обнаружения межзвездных мерцаний по сравнению с межпланетными мерцаниями состоят в том, что требования на когерентность излучения в случае межзвездных мерцаний очень высоки. На неоднородностях межзвездной плазмы мерцают только источники очень малых угловых размеров. В сантиметровом диапазоне волн это ядра квазаров с угловыми размерами порядка десятков микросекунд дуги и пульсары, которые имеют еще меньшие размеры. В дециметровом и метровом диапазонах волн мерцают только пульсары.

Измерения напряженности межзвездного магнитного поля.

   Вскоре после открытия пульсаров было установлено, что излучение пульсаров является линейно поляризованным. При распространении такого излучения в плазме с магнитным полем происходит вращение плоскости поляризации, обусловленное эффектом Фарадея. Угол поворота плоскости поляризации пропорционален квадрату длины радиоволны и параметру, который получил название меры вращения

RM BDM,

где B - среднее значение напряженности магнитного поля на луче зрения. DM - параметр, который получил название мера дисперсии и который определяется величиной концентрации электронов Ne и расстоянием до пульсара L

   Мера дисперсии может быть измерена по запаздыванию времени прихода импульса пульсара на более низкой частоте по сравнению с импульсом, регистрируемым на высокой частоте. Что же касается меры вращения RM, то она впервые была измерена уже вскоре после открытия пульсаров В.В.Виткевичем и Ю.П.Шитовым. Проводя наблюдения пульсара MP 0628 на р/т ДКР-1000, они обнаружили синусоидальную зависимость амплитуды импульса от частоты и сразу же дали ей правильное объяснение: наблюдаемые синусоидальные вариации вызваны вращением плоскости поляризации линейно поляризованного излучения при распространении в межзвездной среде и приемом этого излучения на линейно-поляризованную антенну В-З ДКР-1000. По одновременным измерениям RM и DM В.В. Виткевич и Ю.П. Шитов определили, что в направлении пульсара MP 0628 напряженность межзвездного магнитного поля составляет величину порядка нескольких микрогаусс [14].

Явление частотного дрейфа картины межзвездных мерцаний пульсаров.

   Наиболее характерным свойством межзвездных мерцаний является тонкая структура флуктуаций потока в распределении по частоте. Характерные масштабы структуры составляют проценты и доли процента от несущей частоты радиоволны. Это связано с тем, что межзвездные мерцания соответствуют режиму сильных мерцаний, в котором эффект флуктуаций потока создается интерференцией полей большого числа независимо модулированных пересекающихся лучей. Основным источником информации являются динамические спектры мерцаний: распределение значений потока в зависимости от частоты f и времени t. Наглядно это представляется в виде хаотического ансамбля темных и светлых пятен на плоскости f, t. В первых же наблюдениях было отмечено наличие эффекта временного дрейфа картины мерцаний по частоте, что проявляется в динамических спектрах в виде "наклонных структур" - вытянутых пятен, оси которых наклонены по отношению осям f и t. Этот дрейф объяснен В.И.Шишовым эффектом дифференциальной рефракции на крупномасштабных неоднородностях, который приводит к пространственному смещению дифракционной картины при изменении частоты радиоволны[15].

Спектры турбулентности межзвездной плазмы

   Наблюдения фазовой и амплитудной модуляции радиоволн, прошедших через межзвездную плазму, позволяют проводить высокоточные измерения спектров турбулентности межзвездной плазмы. Т.В. Смирновой и В.И. Шишовым была предложена методика проведения таких измерений спектров турбулентности межзвездной плазмы в широком диапазоне масштабов по многочастотным наблюдениям эффектов модуляции радиоволн в диапазоне от 100 МГц до 5 ГГц.
   Была организована большая международная кооперативная работа с участием ПРАО АКЦ ФИАН [16]. Наблюдения в сантиметровом диапазоне волн были проведены В.М. Малофеевым, С.А. Тюльбашевым и О.И. Маловым на 100 метровом радиотелескопе в Эффельсберге (Германия). Эти наблюдения дали информацию о спектре турбулентности на масштабах порядка 109см - 1011см. Наблюдения в дециметровом диапазоне волн были проведены Д. Стинебрингом на 26 метром радиотелескопе НРАО в Грин Бэнке (США) и обработаны Т.В. Смирновой. Эти наблюдения дали информацию о спектре турбулентности на масштабах порядка 108 см - 1010 см и 1011см - 1013 см. Наблюдения в метровом диапазоне волн были проведены Т.В. Смирновой на антенне БСА Пущинской радиоастрономической обсерватории. Эти наблюдения дали информацию о спектре турбулентности на масштабах порядка 108 см - 109 см и 1013 см - 1015 см. Были получены результаты для ряда пульсаров. Из этих наблюдений была определена структурная функцию флуктуаций фазы в очень большом диапазоне масштабов. Структурная функция флуктуаций фазы DS связана с пространственным спектром флуктуаций электронной концентрации Ne(q) линейным интегральным уравнением и по измерениям DS мы можем восстановить спектр турбулентности.

Рис. 4. Измерения пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации межзвездной плазмы Ne(q) в направлении пульсара PSR 0329+54.

   На рисунке 4 показаны измерения пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации межзвездной плазмы Ne(q) в направлении пульсара PSR 0329+54. Наблюдательные данные, показывают, что в пределах масштабов от тысяч км до сотых долей парсека (динамический диапазон - 10 порядков) пространственный спектр флуктуаций электронной концентрации является степенным и близок колмогоровскому спектру (n = 11/3)

   Внешний масштаб турбулентности равен

L₀ 10¹⁵м 0.03 парсек,

среднеквадратичное значение флуктуаций электронной концентрации

Ne 3.10^-3 см^-3

и относительный уровень турбулентности

   Эти параметры характеризуют межзвездную плазму в пространстве между рукавами.

Распределение параметров межзвездной турбулентной плазмы в Галактике.

   Кузьмин А.Д., Лосовский Б.Я провели на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 110 МГц массовые измерения формы импульсов пульсаров и на основе этого А.Д. Кузьмин определил значения такого параметра рассеяния как увеличение ширины импульса пульсара после прохождения радиоизлучения через турбулентную межзвездную плазму [17]. Измерения были проведены для представительной выборки 100 пульсаров, находящихся на относительно близких расстояниях - до 3 килопарсек. Были определены зависимости параметра рассеяния от меры дисперсии и расстояния до пульсара. Из сравнения с данными, полученными на других частотах, была определена зависимость от частоты. Выяснилось, что измеренные зависимости параметра рассеяния от частоты, меры дисперсии, расстояния до пульсара и галактической долготы в этой области Галактики одинаковы для всех направлений и расстояний.
   А.В Пынзарь и В.И. Шишов исследовали распределение в Галактике параметров турбулентной плазмы в рукавах Галактики [18]. Подтверждено наличие хорошо выраженной зависимости параметра (уширение импульса за счет рассеяния излучения) от меры дисперси и DM, что указывает на то, что параметры и DM определяются одними и теми же областями межзвездной среды. Для близких пульсаров параметр /(DM)² не зависит от меры дисперсии и направления. Это указывает на то, что в пространстве между спиральными рукавами Галактики относительный уровень турбулентности является постоянным. Для далеких пульсаров выявлено сильное возрастание параметра / (DM)² с уменьшением галактической широты и галактической долготы. Характерные масштабы распределения 1о по широте и 30° по долготе. Это указывает на то, что в спиральных рукавах Галактики уровень турбулентности сильно возрастает по сравнению с уровнем турбулентности в пространстве между рукавами. Выявлено также сильное возрастание параметра / (DM)², когда положение пульсара на небе оказывается близким (<1°) к остатку сверхновой II типа. Отсюда следует, что турбулентность в зоне H II в окрестности остатка оказывается сильной и что вспышки сверхновых являются существенным источником энергии турбулентности межзвездной плазмы.

Зоны Стремгрена сверхновых II типа.

   На основе статистического анализа данных измерений меры эмиссии EM, меры дисперсии DM, яркостной температуры нетеплового излучения Tb и уширения импульса пульсара , обусловленного рассеянием излучения на турбулентных неоднородностях, А.В. Пынзарь и В.И. Шишов показали, что в окрестности ряда молодых пульсаров и остатков вспышек сверхновых II типа существуют зоны ионизованного водорода HII (зоны Стремгрена сверхновых), физические параметры которых эволюционируют в зависимости от времени, прошедшего после вспышки сверхновой [19]. На рисунке 5 приведена диаграмма, показывающая зависимость меры эмиссии EM в направлениях пульсаров и остатков вспышек сверхновых II типа в зависимости от возраста объекта. Мы видим четко выраженную нижнюю границу, которая зависит от возраста t пульсара или остатка сверхновой. Следовательно, зоны H II в окрестности пульсара или остатка сверхновой, которые находятся вблизи нижней границы этой диаграммы, образовались в результате вспышки сверхновой и эволюционируют со временем.

Рис. 5. Зависимость меры эмиссии в направлении пульсара (кружки) или остатка вспышки сверхновой (кресты) от возраста пульсара или остатка вспышки сверхновой.

   Аналогичную зависимость показывает и параметр / (DM)2, который характеризует относительный уровень флуктуаций электронной концентрации в межзвездной турбулентной плазме. Из этой зависимости следует, что турбулентность в зоне ионизованного водорода в окрестности сверхновой оказывается сильной в первые 100000 лет после вспышки.
   На основе анализа данных измерений определены параметры зоны Стремгрена сверхновой. Размер зоны L не зависит от возраста t и по порядку величины равен 50 пс, а концентрация электронов Ne уменьшается с возрастом. При t = 1000 лет Ne по порядку величины равна 10 частицам в кубическом сантиметре. Полная энергия ионизации зоны Стремгрена составляет величину примерно равную кинетической энергии оболочки сверхновой. На начальной стадии эволюции зоны Стремгрена наблюдается сильная турбулентность, но и ее относительный уровень убывает со временем.

III. ИЗМЕРЕНИЕ УГЛОВЫХ РАЗМЕРОВ ИСТОЧНИКОВ МЕТОДОМ МЕРЦАНИЙ.

   Рассеяние излучения на неоднородностях межпланетной и межзвездной плазмы искажает исходное распределение яркости радиоисточников малых угловых размеров и является в ряде случаев мешающим фактором при наблюдениях радиоисточников с высоким угловым разрешением, в частности при измерениях радиоисточников с помощью интерферометров со сверхдлинными базами. При планировании таких наблюдений, а также при обработке данных наблюдений необходимо знать характеристики рассеяния.
   Вместе с тем измерения спектров мерцаний радиоисточников позволяют определять угловые размеры радиоисточников с высоким разрешением при наблюдениях на радиотелескопах, разрешающая способность которых много меньше угла рассеяния. В этом случае рассеяние излучения и мерцания являются фактором, которые повышают разрешающую способность радиотелескопа.

Измерение угловых размеров радиоисточников
методом межпланетных мерцаний.

   На неоднородностях межпланетной плазмы мерцают источники с угловыми размерами порядка и меньше секунды дуги. Шишова Т.Д. исследовала зависимость вида спектра мерцаний от угловых размеров источников и показала, что по виду спектра межпланетных мерцаний в метровом диапазоне длин волн можно измерять угловые размеры источников в пределах от 0.1 до 1 угловой секунды [20]. Позднее Артюх В.С. детально проработал методику определения угловых размеров радиоисточников по измерениям спектров межпланетных мерцаний [21] и на основе ее провел массовые измерения угловых размеров квазаров и других компактных радиоисточников по наблюдениям межпланетных мерцаний на антенне БСА ФИАН на частоте 102 МГц.

Измерение угловых размеров источников радиоизлучения пульсаров.

   По наблюдениям межзвездных дифракционных мерцаний пульсаров на крупнейшей в мире антенне метрового диапазона БСА ФИАН на частоте 102 МГц Т.В. Смирнова исследовала распределение источников радиоизлучения в магнитосферах ряда пульсаров с рекордным угловым разрешением - порядка 10 наносекунд дуги, что соответствует наблюдениям на гигантском интерферометре с базой порядка 300 астрономических единиц, то есть примерно 5.10¹³ метров [22, 23].
   При измерениях профили импульсов пульсаров были разделены на 10 интервалов (долгот), для которых были определены динамические спектры флуктуаций интенсивности излучения с частотным разрешением 1.25 КГц. По динамическим спектрам были определены временные и частотные кросскорреляционные функции между флуктуациями в спектре на долготе переднего края профиля и спектрами на всех последующих долготах. Падение коэффициента кросскорреляции при увеличении разноса по долготе соответствует декорреляции мерцаний от пространственно разнесенных источников. По декорреляции спектров было определено расстояние между источниками. По смещению положения максимума временной кросскорреляционной функции флуктуаций интенсивности со временем на разнесенных долготах получена компонента пространственного смещения, ориентированная вдоль направления скорости движения пульсара, //. Таким образом получена двумерная структура распределения источников излучения для четырех пульсаров, которую можно приближенно представить в виде узкой полоски шириной порядка нескольких сот и длиной в несколько тысяч километров. Линейное разрешение порядка 1000 км соответствует угловому разрешению около 10 наносекунд дуги.

IV. РАЗВИТИЕ ТЕОРИИ МЕРЦАНИЙ

   Правильное понимание наблюдательных данных обеспечивалось развитием теории распространения радиоволн в космической турбулентной плазме. Определенный вклад в теорию рассеяния радиоволн на неоднородностях сверхкороны Солнца был сделан В.В.Виткевичем при интерпретации полученных им наблюдательных данных. Н.А.Лотовой и В.И.Чашеем разработана теория мерцаний радиоисточников на нестационарных неоднородностях межпланетной плазмы, когда структура неоднородностей меняется со временем при переносе их солнечным ветром [24]. Аналитическая теория сильных мерцаний была развита В.И.Шишовым [25 -27]. Он провел фундаментальные исследования в области теории распространения волн в случайно неоднородных средах. В рамках этих исследований было выведено уравнение для функции когерентности четвертого порядка поля волны, описывающее как слабые, так и сильные флуктуации интенсивности волн, распространяющихся в средах со случайными флуктуациями показателя преломления. Разработан специальный асимптотический метод решения этого уравнения и с помощью этого метода получены решения, описывающие развитие сильных и насыщенных флуктуаций интенсивности когерентного и частично когерентного излучения. Было установлено, что для режима сильных мерцаний характерно наличие двух масштабов мерцаний: дифракционного и рефракционного. Дифракционные мерцания определяются рассеянием излучения на мелкомасштабных неоднородностях, распределение флуктуации поля описывается нормальным законом, а индекс мерцаний близок к 1. Рефракционные мерцания определяются фокусировкой излучения на крупномасштабных неоднородностях. Эти последние исследования изложены в статьях [25 -27], которые вошли в цикл работ, за которые В.И. Шишов с соавторами были удостоены Государственной премии СССР 1990 года.

Литература

1. Виткевич В.В. Новый метод исследования солнечной короны // ДАН СССР, 1951, Т. 77, С 34-37 . 2. Виткевич В.В. Результаты наблюдений распространения радиоволн через солнечную корону // Астрон. ж., 1955, Т. 32, С. 106-120. 3. Виткевич В.В., Б.Н. Пановкин. К вопросу о структуре неоднородностей сверхкороны Солнца // Астрон.ж. 1959, Т. 36, С. 544 546. 4. Виткевич В.В., Антонова Т.Д., Власов В.И. Наблюдения флуктуаций интенсивности радиоизлучения квазизвездного источника 3С 48 на неоднородностях межпланетной плазмы // ДАН СССР, 1966, Т. 168, С. 55-58. 5. Виткевич В.В., Власов В.И. Радиоастрономические наблюдения солнечного ветра // Астрон. цирк., 1966, Т. 396, С. 1-4. 6. Шишова Т.Д. Спектры мерцаний на неоднородностях межпланетной плазмы //Астрон. Цирк., 1974, №819, С.1-3. 7. Chashei I.V., Efimov A.I., Samoznaev L.N., Bird M.K., Patzold M. The spectrum of magnetic field irregularities in the solar corona and in interplanetary space // Adv. Space Res., 2000, V. 25, P.1973-1978. 8. Чашей И.В., Шишов В.И. О турбулентности межпланетной плазмы // Геомагнетизм и аэрономия. 1977, Т.17, С.984-993. 9. Чашей И.В., Шишов В.И. Самосогласованная модель спокойной солнечной короны с волновым источником энергии // Астрон. ж. 1988, Т.65, С.157-166. 10. Власов В.И., Шишов В.И., Шишова Т.Д. О крупномасштабной структуре солнечного ветра // Письма в Астрон. ж., 1976, Т. 2, С. 248-250. 11. Власов В.И. Межпланетная плазма в 11-летнем цикле солнечной активности // Геомагнетизм и аэрономия. 1983, Т. 23, С.475-477. 12. Власов В.И. Межпланетные ударные волны по наблюдениям мерцаний радиоисточников // Геомагнетизм и аэрономия. 1981, Т. 21, С.927-929. 13. Власов В.И. О возможности прогнозирования геофизической активности по межпланетным мерцаниям // Геомагнетизм и аэрономия. 1981, Т. 21, С.441-444. 14. Vitkevich V.V., Shitov Yu.P. Linear Polarization of MP 0628 and its Emission at Metre Wavelengths // Nature, 1970, V.226, P.1235. 15. Шишов В.И. Влияние рефракции на характеристики мерцаний и на среднюю форму импульсов пульсаров // Астрон. ж. 1973. Т.50, С.941-949. 16. Shishov V.I., Smirnova T.V., Sieber W., Malofeev V.M., Potapov V.A, Stinebring D., Kramer M., Jessner A., Wielebinski R. Measurements of the Interstellar Turbulent Plasma Spectrum of PSR B0329+54 Using Multi-Frequency Observations of Interstellar Scintillation // Astronomy and Astrophysics, 2003, V. 404, P. 557-567. 17. Kuzmin A.D. Scattering of the low frequency pulsar radiation. //Astrophysics and Space Science, 2001, V. 278, P. 53-56. 18. Пынзарь А.В., Шишов В.И. Распределение турбулентной межзвездной плазмы в Галактике. // Астрон. ж. 1999. Т.76, С. 504-513. 19. Пынзарь А.В., Шишов В.И. Зоны Стремгрена сверхновых II типа. // Астрон. ж. 2003, Т.80, С. 317-330. 20. Шишов В.И., Шишова Т.Д. Влияние размеров источника на спектры межпланетных мерцаний. Наблюдения // Астрон. ж. 1979, Т.56, С. 613-622. 21. Артюх В.С., Шишова Т.Д. О разрешающей способности метода межпланетных мерцаний. // Изв. ВУЗов. Радиофизика. 1987, Т.30, С. 1396. 22. Т.В. Смирнова, В.И. Шишов. Пространственная структура источников излучения пульсара PSR 1133+16. // Письма в Астрон. ж. 1989, Т.15, С. 443-454. 23. Smirnova T.V., Shishov V.I., Malofeev V.M. The spatial structure of pulsar emission sources determined using interstellar scintillation. // The Astrophysical Journal. 1996, V. 462, P. 289-295. 24. Лотова Н.А., Чашей И.В. Тест для обнаружения тонкой структуры солнечного ветра. // Изв. ВУЗов. Радиофизика. 1973, Т.16, С. 491-501. 25. Шишов В.И. К теории распространения волн в случайно-неоднородных средах. // Изв. ВУЗов. Радиофизика. 1968, Т.11, С. 866-875. 26. Шишов В.И. Сильные флуктуации плоской волны, распространяющейся в случайно преломляющей среде. // ЖЭТФ. 1971, Т.61, С. 1399-1409. 27. Гочелашвили К.С., Шишов В.И. Насыщенные флуктуации лазерного излучения в турбулентной среде. // ЖЭТФ. 1974, Т.66, С. 1237-1247.