انتشارات رادیویی خورشیدی به دلیل تلاطم های جوی و جذب بخار و مولکول های اکسیژن و غیره می تواند به طور قابل توجهی تحت تأثیر جو زمین قرار گیرد. در نتیجه، آنتن‌ها سیگنال‌هایی را با مولفه «جیتر» دریافت می‌کنند که نشان‌دهنده یک سیگنال نویز است که تغییرات تصادفی را نشان می‌دهد. در نتیجه، حساسیت سیستم‌های مشاهده به‌ویژه برای انفجارهای رادیویی ضعیف‌تر در باند عبور میلی‌متری، به شدت مخدوش می‌شود.
انفجارهای ضعیف عموماً به سه روش قابل مشاهده است: (1) استفاده از آنتن‌های بزرگ با عرض پرتو باریک با نصف توان، (2) جبران جذب آرام خورشید توسط تابش اتمسفر، و (3) استفاده از تداخل سنج تهی برای خنثی کردن قطعه خورشیدی آرام توسط سیگنال های همبسته از دو آنتن کوچک مجزا. چندین کاربرد تداخل سنج صفر برای مشاهدات رادیویی خورشیدی گزارش شده است. به عنوان مثال، رصدخانه نوبیاما در سال 1984 یک رادیومتر 80 گیگاهرتزی ساخت که اولین کاربرد تداخل سنج تهی برای مشاهده شراره های خورشیدی بود. این دستگاه از دو آنتن به قطر 25 سانتی متر استفاده می کند که روی همان پایه نصب شده اند. دانشگاه برن در سوئیس در سال 1999 یک تداخل سنج تهی برای مشاهده شراره های خورشیدی در فرکانس 90 گیگاهرتز ساخت.
شکل 1. سیستم تداخل سنجی دو عنصری 39.5 گیگاهرتز تا 40 گیگاهرتز. دو آنتن کوچک با قطر 50 سانتی متر (هر دو طرف) روی پایه ماژول کشویی همسطح نصب شده اند. فاصله بین دو آنتن را می توان به صورت کشویی بین 100 تا 300 طول موج تنظیم کرد.
یک تداخل سنج دو عنصری طراحی شده برای مشاهده انفجارهای رادیویی خورشیدی با موج میلی متری در رصدخانه رادیویی خورشیدی چاشان (CSO) ساخته و نصب شده است. این سیستم آزمایشات رصد رادیویی خورشیدی را پشت سر گذاشته است. از دو آنتن کاسگرین پلاریزه دایره ای با قطر 50 سانتی متر تشکیل شده است که بر روی همان پایه مسطح با فاصله پایه 230 طول موج نصب شده اند. تداخل سنج تهی به طور موثر تشعشعات خورشید ساکن را حذف می کند و منجر به کاهش قابل توجه نوسانات چگالی شار خورشیدی ساکن می شود. این به سیستم اجازه می دهد تا با حساسیت بالا کار کند و رویدادهایی با چگالی شار حتی ضعیف تر از انتشار دیسک خورشیدی را تشخیص دهد. پارامترهای عملکرد تداخل سنج دو عنصری به شرح زیر است: محدوده مشاهده از 39.5 گیگاهرتز تا 40 گیگاهرتز، وضوح فرکانس 153 کیلوهرتز، وضوح زمانی 0.1 میلی ثانیه، مقادیر نویز جلویی آنالوگ ≤2 است. 1 دسی بل و دمای نویز سیستم 2400 کلوین می باشد.
شکل 2. مقایسه خروجی یک آنتن و یک سیستم تداخل سنجی هنگام مشاهده سیگنال خورشیدی 40 گیگاهرتز در زیر آسمان ابری و پوشش ابر متراکم.
این سیستم در روزهای ابری تست شد. هنگامی که انسداد ابر رخ می دهد، شار تابشی دریافت شده توسط یک آنتن در فرکانس 40 گیگاهرتز تا 900 SFU در نوسان است، در حالی که نوسان خروجی سیستم تداخل سنجی تقریباً 190 SFU است. در طول حضور ابر متراکم، کاهش شار تابش برای تک آنتن در مقایسه با سیستم تداخل سنجی به طور قابل توجهی بیشتر است. شار تابش سیستم تداخل سنجی تقریباً 300 SFU تغییر می کند، در حالی که شار تابش تک آنتن تقریباً 1000 SFU کاهش می یابد. سیستم تداخل سنجی کاهش قابل توجهی در دامنه نوسانات نشان داد. در کار آینده، ما قصد داریم کالیبراسیون مطلق شار تابش خورشیدی را انجام دهیم و همچنین اثرات غیر خطی قسمت جلویی آنالوگ را مدل‌سازی و جبران کنیم.
بر اساس مقاله ای که اخیراً منتشر شده است:
یونگ لین یو (于永林)، شوو ژو (许畡)، لی ژانگ (张磊)، زی کیان شانگ (尚自乾)، چنگ لونگ کیائو (乔成龙)، شوکی لی (李舒琪)، ژائو وو (武R)، ژائو وو (榭R) سو (苏艳蒂)، هونگ کیانگ سونگ (宋红强)، یائو چن (陈耀) و فابائو یان (严发宝). تداخل سنج دو عنصری برای مشاهدات موج میلی متری شراره های خورشیدی، سری مکمل مجله اخترفیزیک، 267:14 (2023)، DOI: https://doi.org/10.3847/1538-4365/acd9af
منابع:
Luthi، T.، Murk، A.، و Magun، A. 2005، IEEE Transactions on Microwave Theory Techniques، 53، 1168.
Nakajima, H., Sekiguchi, H., Sawa, M., Kai, K., & Kawashima, S. 1985, PASJ, 37، 163.
*لیست کامل نویسندگان:یونگ لین یو (于永林)، شوو ژو (许畡)، لی ژانگ (张磊)، زی کیان شانگ (尚自乾)، چنگ لونگ کیائو (乔成龙)، شوکی لی (李舒琪)، ژائو وو (武R)، ژائو وو (榭R) سو (苏艳蒂)، هونگ کیانگ سونگ (宋红强)، یائو چن (陈耀) و فابائو یان (严发宝)
