Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Особенности прогнозирования солнечных вспышек по наблюдениям микроволнового излучения 23
1.1 Космическая погода и прогнозирование вспышечной активности Солнца ' 23
1.2 Краткосрочное прогнозирование вспышечной активности Солнца по микроволновому излучению. Критерий Танака-Эноме 28
1.3 «Геометрические» эффекты, возникающие в картине распределения и изменения микроволнового излучения при прохождении активной области по диску Солнца 33
1.4 Наблюдения Солнца на радиогелиографах ССРТ и NoRH.
Методика обработки их данных 40
1.5 Нарушение поляризационного признака в критерии Танака-Эноме по данным ССРТ. Долготные зоны «нормального» распределения поляризации на 5.2 см 48
1.6 Выводы 58
ГЛАВА 2. Исследование явления смены знака круговой поляризации микроволнового излучения активных областей на длине волны 5.2 см 60
2.1 Два вида инверсии круговой поляризации микроволнового излучения: ИКПІиИКПП 60
2.2 Появление и исчезновение поляризованного излучения 67
2.3 Отсутствие смены знака круговой поляризации 69
2.4 Асимметрия явления смены знака круговой поляризации 72
2.5 Связь между временными параметрами явления смены знака круговой поляризации на длине волны 5.2 см и характеристиками групп пятен
по наблюдениям в оптическом диапазоне 79
2.6 Выводы 88
ГЛАВА 3. Модификация критерия Танака-Эноме по наблюдениям на ССРТ - одночастотный критерий нормальных долготных зон 90
3.1 Исследование поведения микроволнового излучения активных областей вблизи лимбов 91
3.2 Модификация критерия Танака-Эноме по поляризационному признаку с высоким пространственным разрешением для частоты 5.7 ГГц (длины волны 5.2. см), проверка эффективности эпигноза 100
3.3 Поведение интегрального потока активных областей на 5.2 см и солнечные вспышки 106
3.4. Правило краткосрочного прогнозирования мощных вспышек
согласно одночастотному критерию «нормальных» долготных зон 114
3.5 Выводы 115
ГЛАВА 4. Исследование возможностей краткосрочного прогноза солнечных вспышек по наблюдениям на двух радиогелиографах - ССРТ и NoRH: двухчастотный критерий «нормальных» долготных зон 117
4.1 Введение 118
4.2 Сравнительный анализ поведения поляризованного излучения на двух длинах волн: 5.2 см и 1.76 см 122
4.3 Выделение «нормальных» долготных зон по наблюдениям на частоте 17 ГГц (длине волны 1.76 см, NoRH) 133
4.4 Статистическое обоснование улучшения эффективности эпигноза по поляризационному признаку на двух частотах 137
4.5 Исследование эффектов, вызванных направленностью микроволнового излучения 146
4.6 Моделирование эффектов направленности циклотронного излучения пятенных источников 151
4.7 «Нормальное прохождение» активной области по солнечному диску 154
4.8. Поведение потоков на двух частотах для вспышечных активных областей 159
4.9 Формулировка прогностического правила при краткосрочном прогнозировании согласно двухчастотному критерию нормальных долготных зон 164
4.10 Выводы 166
Заключение 169
Литература
- Краткосрочное прогнозирование вспышечной активности Солнца по микроволновому излучению. Критерий Танака-Эноме
- Отсутствие смены знака круговой поляризации
- Поведение интегрального потока активных областей на 5.2 см и солнечные вспышки
- Выделение «нормальных» долготных зон по наблюдениям на частоте 17 ГГц (длине волны 1.76 см, NoRH)
Введение к работе
Актуальность проблемы
Изучение предвспышечной ситуации вызывает неослабевающий интерес исследователей в течение многих десятилетий. Это обусловлено как нерешенностью проблемы выяснения физической природы механизмов накопления и высвобождения энергии во вспышке, так и задачами краткосрочного прогноза вспышечной активности.
Мощные солнечные вспышки оказывают существенное влияние на состояние околоземного космического пространства, формируют «космическую погоду». Этот термин становится всё более важным для современной цивилизации, намного больше зависящей от технологий, в которых необходим учет «космических» факторов, чем в прошлом веке: это - спутниковое телевидение и радио, удаленный телефонный сервис, сотовые телефоны, пейджеры, интернет, финансовый оборот, современные системы навигации (GPS), изменения в технологиях, которые привели к высоким эксплуатационным качествам компонентов самых разных устройств, их облегченному весу и низкой стоимости. Больше и дольше в космосе находится человек. Поэтому оперативный прогноз мощных солнечных вспышек становится всё более и более актуальной задачей современной цивилизации.
Важность его определяется двумя причинами. Во-первых, он продиктован чисто прикладными целями [1,2]: случаи прямой угрозы здоровью и жизнедеятельности людей - выходы космонавтов в открытый космос, трансполярные перелеты на самолетах (во время очень мощной солнечной вспышки доза облучения может представлять смертельную опасность для определённой категории пассажиров), планируемые полеты на Луну и Марс, а также обеспечение нормального функционирования орбитальных и наземных технологий, исключение возможности потери дорогостоящих спутников при их запуске и маневрах на орбите.
Во-вторых, создание оправдываемых алгоритмов прогноза, накопление банка данных успешно наблюдавшихся солнечных событий приблизит нас к лучшему пониманию нестационарных физических процессов на Солнце.
По этой причине во многих солнечных обсерваториях уже длительное время проводятся исследования и поиск прогностических признаков солнечных вспышек. Особое место в этих исследованиях занимают поиски признаков
предвспышечной ситуации в микроволновом излучении активных областей. Здесь относительно простые характеристики дают важную информацию о готовности активной области произвести мощную солнечную вспышку. Однако, несмотря на все предпринимаемые усилия, в настоящее время успешный прогноз вспышки всё ещё во многом определяется искусством прогнозиста. Возникает задача выработки определённой методики, алгоритмов прогнозирования, в которых ведущая роль остается за диагностикой микроволнового (мкв) излучения активной области (АО).
Многочисленные предвестники вспышечной активности можно обнаружить во всем диапазоне электромагнитного излучения. Но именно мкв-излучение содержит важную информацию о структуре и изменениях магнитного поля в верхней хромосфере и короне АО, которые определяют условия генерации жёсткого электромагнитного излучения, ускорения геэффективных потоков энергичных частиц, процессы зарождения корональных выбросов массы.
Появление крупных радиогелиографов, обладающих высоким пространственным и временным разрешением, позволило приступить к разработкам алгоритмов прогноза солнечных вспышек по микроволновому излучению, содержащему информацию как раз об изменениях магнитного поля и параметров плазмы в верхней хромосфере и короне. Преимущества этих алгоритмов перед оптическими наблюдениями и наблюдениями в рентгене заключаются в том, что:
1) радиоизлучение в мкв-диапазоне характеризует эволюцию активных областей '
от их зарождения до их разрушения, процессы накопления энергии в токовых
слоях и акты первичного выделения энергии во время вспышек,, т.е. возможна
непосредственная диагностика предвспышечной плазмы в областях первичного
энерговыделения;
перестройка мкв-источников в АО и переход их в новое устойчивое состояние происходит обычно быстрее, чем перестройка группы пятен, занимая время порядка суток и менее [3];
наблюдения радиоизлучения обладают преимуществами по отношению к таковым в оптическом диапазоне излучения (более высокая чувствительность и меньшая зависимость от погодных условий) и в рентгеновском (наблюдения менее дорогостоящие).
благодаря диагностике мкв-излучения можно прогнозировать вспышку за 1-2 суток до выхода группы пятен из-за восточного лимба и после захода
за западный лимб.
К настоящему моменту известны множество признаков предвспышечной ситуации по микроволновому излучению АО, но остро ощущается недостаток в разработанных критериях, способах и методах прогноза с высоким пространственным разрешением.
Критерий Танака-Эноме [4,5] был сформулирован в 1975 г. по наблюдениям на двух радиогелиографах в Тойокава (Япония) на длинах волн 3.2 см и 8 см. Эти радиогелиографы, строившие радиоизображение Солнца в сантиметровом диапазоне с пространственным разрешением до Г.1, так же, как и радиогелиограф в Калгуре (Австралия), работавший в метровом диапазоне, уступили место современной радиогелиографии с существенно более высоким пространственным разрешением.
Изображения участков Солнца в микроволновом диапазоне регистрируются на больших интерферометрах, таких как Very Large Array (VLA) в США и Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) в Нидерландах. Однако VLA и WSRT не являются специализированными солнечными радиотелескопами и, хотя эти инструменты имеют лучшее пространственное разрешение, они лишь эпизодически используются для наблюдений Солнца.
На радиотелескопе РАТАН-600 существует режим многократного сканирования Солнца в азимутах в антенной системе «Южный сектор с перископическим отражателем». Этот режим позволяет проводить квазисопровождение Солнца в течение 4-4.5 часов с временным разрешением около 4 минут. Но построение двумерных карт, восстановленных по-одномерным проекциям («сканам») с пространственным разрешением до 17"х 150" одновременно на 20 длинах волн в диапазоне от 1.74 до 15 см, возможно только в периоды, когда склонение Солнца принимает экстремальные значения [6].
В настоящее время только на двух многоэлементных интерферометрах осуществляется регулярное двумерное картографирование Солнца в мкв-диапазоне с высоким пространственным разрешением- это радиогелиограф ССРТ (Сибирский Солнечный Радиотелескоп, Бурятия) [7-9] и NoRH (радиогелиограф в Нобеяма, Япония)[10-11].
Для исследования процессов на Солнце существенно то, что на этих двух инструментах солнечные наблюдения выполняются с почти полным перекрытием по времени на трёх частотах (5.7; 17 и 34 ГГц). Получаемые на этих частотах данные дают информацию о процессах на разных высотах
переходной области хромосферы и короны Солнца и, тем самым, открывают возможность диагностики предвспышечного состояния АО в трехмерном пространстве и создания на этой основе новых критериев прогноза солнечных эруптивных событий.
Поляризационные измерения на NoRH проводятся только на частоте 17 ГГц. Поляризованное излучение несёт важную информацию о структуре магнитных полей в тех областях, где рождается мкв-излучение, поэтому оба современных радиогелиографа создали возможности и поставили задачу развития и усовершенствования широко известного и используемого в целях прогноза критерия Танака-Эноме на основе данных с более высоким пространственным разрешением: до 15" и 10" и на других уровнях солнечной хромосферы на двух других длинах волн - 5.2 см и 1.76 см, соответственно.
Цель диссертационной работы: установление характера поведения микроволнового излучения активных областей в их спокойной и предвспышечной стадиях и развитие на этой основе улучшенного способа краткосрочного прогноза солнечных вспышек по наблюдениям с высоким пространственным разрешением на радиогелиографах (ССРТ и NoRH).
Поставленная цель достигается на основе решения следующих задач,
направленных на развитие критерия Танака-Эноме, в котором не учтены «геометрические» эффекты, возникающие при прохождении активной области по солнечному диску, связанные с особенностями распространения микроволнового излучения, и разработка методики их отделения от реальных эволюционных изменений, отражающих изменения физических параметров плазмы в магнитосфере активной области, которые способны привести к мощным вспышкам, а именно:
1. установление закономерностей в поведении циркулярно-поляризованного
излучения на длине волны 5.2 см с целью выделения зон «нормального»
распределения поляризации микроволнового излучения активных областей на
солнечном диске для.этой длины волны;
2. исследование поведения интегрального потока активных областей в
зависимости от вспышечной активности на этой длине волны;
3. разработка модифицированного по поляризационному признаку критерия
Танака-Эноме для данной длины волны;
исследование явления смены знака круговой поляризации на длине волны 1.76 см для выделения зон «нормального» распределения поляризации на диске Солнца на этой длине волны;
определение характера изменений яркостных температур интегрального и поляризованного излучения на обеих длинах волн в зависимости от положения активной области на солнечном диске, связанных с эффектами направленности микроволнового излучения;
разработка нового способа краткосрочного прогноза вспышечной активности Солнца на основании данных наблюдений на двух радиогелиографах и проверка его эффективности.
Научная новизна работы заключается в следующем:
1. В работе впервые поставлена и методически решена задача отделения
«геометрических» эффектов, вызванных изменениями угла между
направлением распространения микроволнового излучения и вектором
магнитного поля, приводящих к изменениям в картине распределения
интенсивности и поляризации излучения за время прохождения активной
области по солнечному диску, от реальных физических или эволюционных
изменений в магнитосфере активной области, способных привести к мощным
солнечным вспышкам.
Без решения такой задачи невозможно успешно прогнозировать вспышку, что было показано в результате анализа причин достаточно часто неудовлетворительного прогноза мощных солнечных вспышек согласно поляризационному признаку критерия Танака-Эноме.
Показано, что в этом признаке не учтён «геометрический» эффект явления смены знака круговой поляризации микроволнового излучения, вызванный влиянием квазипоперечных магнитных полей магнитосферы активной области. Учёт этой особенности осуществлён с помощью разбиения видимой стороны Солнца на долготные зоны с характерным «нормальным» (не приводящим к возникновению вспышки) распределением поляризации.
2. Предложена новая модификация критерия Танака-Эноме для одной
частоты, где в качестве признака предвспышечной стадии рассматривается
отклонение наблюдаемого распределения поляризации от «нормального» в той
зоне, где находится активная область. Улучшенная модификация, как показал
анализ, оказалась эффективнее поляризационного критерия Танака-Эноме и
позволила предсказать только по одному признаку 74 % вспышек
рентгеновского балла выше Ml.О в результате эпигноза за период 2000-2005 г.г.
По результатам исследования с высоким пространственным разрешением получены новые данные о явлении смены знака круговой поляризации на длине волны 5.2 см: о связи между временем начала и продолжительностью процесса смены знака, о связи между временными характеристиками явления и параметрами активной области в оптическом излучении. Получены пороговые значения площадей пятен, при которых появляется и исчезает циркулярно-поляризованное излучение на длине волны 5.2 см.
Для спокойных областей обнаружена западная асимметрия продолжительности явления смены знака круговой поляризации на длине волны 5.2 см, которая для активных областей с прозрачной магнитосферой, возможно, указывает на то, что магнитные силовые линии над хвостовой частью активной области более наклонены к востоку, чем над головной, т.е. на восточную асимметрию магнитных структур. Для вспышечно-активных областей такая асимметрия не была обнаружена.
По исследованиям поведения полного потока микроволнового излучения на длине волны 5.2 см показано, что на предвспышечной стадии отношение полного потока излучения к площади пятен характеризуется скачкообразным поведением, отражающим вклад непотенциального магнитного поля на этой стадии.
Впервые при проведении детального сравнительного анализа поведения микроволнового излучения пятенных источников активных областей на длинах волн 5.2 см и 1.76 см, в результате которого выяснено, что для крупных пятен механизм излучения на обеих длинах волн - циклотронный, показана« возможность использования одновременно двух радиогелиографов в этом спектральном диапазоне с целью прогноза мощных вспышек. Показано, что инверсия круговой поляризации на 1.76 см происходит дальше от центрального меридиана в среднем на 1 сутки по сравнению с 5.2 см как в восточном, так и в западном полушариях и сопровождается либо полной, либо частичной деполяризацией циркулярно-поляризованного излучения головного пятна, что не характерно для 5.2 см.
На основании сравнительного анализа поведения поляризованного излучения активных областей на длинах волн 5.2 см и 1.76 см впервые выделены зоны «нормального» распределения поляризации для длины волны 1.76 см.
Введено новое понятие «нормального» прохождения активной области по солнечному диску, являющееся развитием понятия «нормальных» долготных
зон в распределении поляризации. Это - прохождение простой биполярной активной области с квазипотенциальной структурой магнитного поля. При нормальном прохождении наблюдаются такие «геометрические» эффекты, как явление смены знака круговой поляризации (с учётом его западной асимметрии) и эффект направленности циклотронного излучения, проявляющийся в провале яркостных температур при прохождении активной областью центрального солнечного меридиана. Эти эффекты должны быть отделены от реальных или эволюционных изменений в магнитосфере активной области, приводящих к мощным солнечным вспышкам.
9. Предложен новый способ прогноза солнечных вспышек - «двухчастотный модифицированный критерий нормальных долготных зон». Проверена его эффективность согласно таблицам сопряжённости по поляризационному признаку: для 20 вспышечных активных областей, наблюдавшихся на солнечном диске в 2001-2006 г.г., он показал лучший результат по сравнению с критерием Танака-Эноме и модификацией этого критерия для одной частоты.
Научная и практическая значимость результатов.
Научное значение работы связано с получением новых данных о поведении микроволнового излучения стабильных и вспышечных активных областей.
Практическое значение данной работы заключается в разработке новых способов краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек: одночастотного критерия по наблюдениям на ССРТ и в развитии этого метода с использованием данных двух радиогелиографов, регистрирующих излучение на различных высотах атмосферы активной области.
Разработанные методы исследования и полученные в диссертации результаты могут использоваться другими исследователями при изучении и прогнозе солнечных вспышек и в работе прогностических центров.
Степень обоснованности и достоверность результатов:
Использование в работе высококачественных данных наблюдений двух радиогелиографов, данных других наземных и орбитальных обсерваторий в разных спектральных диапазонах значительно повысило возможности всестороннего и комплексного анализа одной и той же активной области и понизило возможность ошибок в интерпретации микроволновых наблюдений. Согласованность этих результатов подтверждает их достоверность и
обоснованность. Результаты подтверждены рядом эпигнозов по большому числу вспышек. Результаты апробированы публикациями в рецензируемых изданиях и докладами на отечественных и международных конференциях.
Достоверность полученных результатов определяется также использованием общепринятых для исследовательских центров солнечно-земной физики во всем мире интерактивного языка для обработки данных IDL (Interactive Data Language) и пакета Solar Soft Ware, который включает в себя несколько сотен процедур и функций, ориентированных на задачи солнечной физики, а также программное обеспечение для обработки данных различных наземных и орбитальных солнечных инструментов.
На защиту выносятся:
Полученные на основе данных ССРТ с высоким пространственным разрешением эмпирические закономерности поведения распределения круговой поляризации микроволнового излучения активных областей на длине волны 5.2 см в зависимости от их положения на солнечном диске, характеристик в оптическом излучении, стадии развития и вспышечной активности.
Предложенный с учётом полученных эмпирических закономерностей одночастотный критерий нормальных долготных зон - новая модификация критерия Танака-Эноме, учитывающая отклонение характеристик поляризованного излучения активной области от «нормального» во введённых в рассмотрение долготных зонах, исследованные возможности его практической реализации.
Введенное и разработанное понятие нормального прохождения активной области по солнечному диску как прохождение простой биполярной области с квазипотенциальной структурой магнитного поля. При нормальном прохождении в распределении микроволнового излучения наблюдаются «геометрические» эффекты: смена знака круговой поляризации (с учётом её западной асимметрии) в квазипоперечных магнитных полях магнитосферы активной области, и эффекты, связанные с направленностью её микроволнового излучения, которые должны быть отделены от эволюционных изменений в микроволновом излучении, приводящих к мощным вспышкам.
Предложенный на основании проведенных исследований как развитие одночастотного критерия новый способ краткосрочного прогноза солнечных вспышек - двухчастотный критерий нормальных долготных зон при прохождении активной области по диску Солнца с использованием данных с
высоким пространственным разрешением двух радиогелиографов, работающих на разных длинах волн (5.2 см - ССРТ и 1.76 см -NoRH).
Апробация результатов:
Результаты, изложенные в диссертации, докладывались на Республиканской конференции по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы (Одесса, 1985), на XXVI Конференции по радиоастрономии (Санкт - Петербург, 1995), на симпозиуме по радиогелиографу Нобеяма (Нобеяма, Япония, 1990), на советско-китайском симпозиуме по солнечной физике (Иркутск, 1991), на XX Ассамблее Европейского геофизического союза (Визбаден, Германия, 1991), на 4-й Гамовской школе по астрофизике (Одесса. Одесский нац. Университет. 8-12 августа. 2002), на конференции стран СНГ и Прибалтики «Актуальные проблемы физики солнечной и звёздной активности» (Нижний Новгород, 2-7 июня 2003), на Всероссийской конференции «Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности» (ИЗМИРАН, г. Троицк, 10-15 октября 2005), на Всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и-современные проблемы солнечной активности» (САО, Нижний Архыз, 25 сентября - 3 октября 2006 г.), на семинарах ИСЗФ СО РАН, ФГНУ «НИРФИ», ГАО РАН и СПб. филиала САО РАН, Пулково.
Публикации.
По теме диссертации опубликовано 16 работ, в том числе 3 статьи в. рецензируемых журналах, один патент РФ на изобретение (в соавторстве) и 8 статей в сборниках трудов Российских и международных научных конференций.
Личный вклад
Результаты диссертационной работы, относящиеся к исследованию поведения микроволнового излучения активных областей на 5.2 см и разработке одночастотного модифицированного критерия, получены автором в итоге совместной работы с его научными коллегами. Автору принадлежит обработка экспериментальных данных ССРТ во всех совместных публикациях, участие в постановке задачи и интерпретации полученных результатов. Результаты, относящиеся к исследованию поведения микроволнового излучения активных областей на 1.76 см, разработке двухчастотного метода прогнозирования, получены автором самостоятельно. Автору также
принадлежит постановка задачи отделения «геометрических» эффектов в поведении микроволнового излучения от «физических», разработка нового понятия «нормального прохождения» активной области по солнечному диску. Вся обработка экспериментальных данных выполнена автором лично.
Структура и объем диссертационной работы
Диссертация состоит из Введения, четырёх глав, Заключения и списка цитируемой литературы, содержащего 146 наименований. Общий объем - 185 страниц (из них - 173 страницы основного текста, 12 страниц списка литературы). Диссертация включает 48 рисунков и 24 таблицы.
Основное содержание работы
Во Введении показаны актуальность и цель данной работы, сформулированы задачи исследований, кратко изложено содержание работы, приведены основные результаты, представленные к защите, показаны её новизна, научная и практическая значимость, личный вклад автора и обоснованность положений диссертации.
В главе 1 дан обзор признаков и критериев прогноза солнечных вспышек по микроволновому радиоизлучению, способы и методы анализа наблюдательных данных ССРТ и NoRH, поставлена задача выяснения причины неудовлетворительности в ряде случаев критерия Танака-Эноме, предложено разбиение солнечного диска на долготные зоны.
В разделе 1.1. дано описание некоторых существующих прогностических * центров.
Краткосрочное прогнозирование вспышечной активности Солнца по микроволновому излучению. Критерий Танака-Эноме
Микроволновое излучение даёт возможность исследования корональных магнитных полей, особенности топологии которых приводят к образованию токовых слоев, ответственных за возникновение вспышечных событий. И это определяет особую роль мкв-излучения в задачах прогноза.
В настоящее время известно довольно много признаков предвспышечной ситуации по мкв-излучению, но ощущается недостаток в разработанных критериях, способах и методах краткосрочного прогноза.
Следует различать предвестники в радиоизлучении, которые появляются непосредственно перед вспышкой, и признаки предвспышечной ситуации, которые могут существовать сутки и более.
Среди предвестников известны: 1) небольшие повышения полного потока Солнца за 20-40 минут до вспышки [66]; 2) уменьшение полного потока радиоизлучения перед вспышками на частоте 2800 МГц, которое наблюдается за 15 мин. до начала импульсного всплеска [67-68]. О депрессии интенсивности излучения перед всплеском сообщалось в [69], где это явление объяснено поглощением излучения в более холодном веществе (протуберанце), эрупция которого предшествовала вспышке. В этой работе отмечено, что события с предвспышечной депрессией концентрируются вблизи лимба, что может объясняться увеличением X (оптической толщины) холодной материи в тот момент, когда наблюдатель смотрит на АО не «сверху», а «сбоку».
3) Некоторые флуктуации радиоизлучения за несколько минут до вспышки, коррелирующие с флуктуациями в рентгене, были отмечены в работах Kundu М. [70 - 72].
4) Наличие квазипериодических колебаний с периодами 6-17 секунд за 15 минут до радиовсплеска [73].
К признакам предвспышечной ситуации по мкв-излучению можно отнести: 1. появление за сутки и более до мощной вспышки пекулярных источников [74]; 2. источников над нейтральной линией магнитного поля [75,76]. Более ранние исследования излучения АО в миллиметровом диапазоне длин волн (Я = 3,3 мм) с разрешением 2,8 , показали, что повышение уровня излучения из области вблизи нейтральной линии магнитного поля приводит к заметному увеличению вероятности возникновения мощных вспышек [77]. Аналогичные результаты получены на волне X = 8,6 мм [78]
3. Быстрые и сильные изменения в излучении S-компоненты (переменной составляющей, связанной с излучением АО) в периоды развития или вспышечной активности соответствующей группы пятен (см., например, [79-81]);.
4. Исследования S-компоненты радиоизлучения Солнца в диапазоне 7-43 ГГц показали существование микровсплесков в излучении некоторых активных областей [5], что может явиться индикатором нестабильного режима развития активной области, приводящего к возникновению сильной вспышки.
5. Уменьшение величины спектрального индекса сантиметрового излучения (вплоть до смены знака в коротковолновой части диапазона) можно также рассматривать в качестве критерия возникновения солнечных вспышек [82].
6. По данным многоволновых спектрально-поляризационных наблюдений на РАТАН-600 за период 2000-2004 г.г. обнаружены новые признаки вспышечно-продуктивных АО:
a) резкие спектральные неоднородности в поляризованном излучении активных областей в относительно узком диапазоне длин волн (2-5 см) (эффект двойной инверсии знака поляризации, когда перед вспышкой дважды происходит смена знака поляризации радиоизлучения активной области, при изменении частоты в узком частотном диапазоне) перед мощными вспышками. [83-85].
b) эффект микроволнового "потемнения", заключающийся в наблюдаемом систематическом уменьшении радиояркости активной области за несколько суток до вспышки [86].
7. квазипериодические колебания радиоизлучения Солнца (Пустильник Л.А. и Стасюк Н.П., 1974) [87]. В этой работе по наблюдениям на РИМБе (Интерферометр с малой базой, Пулково) были обнаружены флуктуации в АО (исключая спокойное Солнце) с периодами в пределах 180-2100 сек.
8. По наблюдениям микроволновых (А, = 3 и 10 см) всплесков в Астрономической обсерватории Nanjing в течение 1979 года было обнаружено, что перед всеми всплесками наблюдаются осцилляции с периодами от нескольких до десятков секунд и амплитудой около 1% невозмущенного излучения [88,89]. Критерии и методы прогнозирования по радиоизлучению:
1. Известен критерий прогнозирования по увеличению потока радиоизлучения [90]. Здесь базовыми являются наблюдения радиоизлучения на двух частотах (/=2800 МГц и /=9400 МГц), Только после установления факта увеличения потока анализируется информация об эволюции активных областей и структуры их магнитных полей. Причем, при увеличении уровня потока радиоизлучения больше, чем на 10% авторы приводят вероятность успешного прогноза — 73,1%, вероятность ложного прогноза — 89,7%, тогда как соответствующие цифры для радиозлучения на /=9400МГц выглядят следующим образом — 63,5% и 83,2 % [116].
2. К числу краткосрочных прогнозов мощных солнечных вспышек относится метод, основанный на эффекте возрастания долгопериодных (Т 20 мин.) флуктуации полного потока радиоизлучения за 1-2 суток до вспышки [91, 92,116].
Квазипериодические низкочастотные колебания были обнаружены в 1970 году научной школой НИРФИ под руководством М.М. Кобрина [93]. Впервые вопрос о возможности использования данных долгопериодных с Т 20 минут пульсаций солнечного радиоизлучения (ДПР) для целей прогнозирования протонных вспышек на Солнце был поднят в работе [94], посвященной активным событиям августа 1972 года.
В работах [91, 95] исследовалось увеличение амплитуды флуктуации полного потока радиоизлучения (с периодами 30-120 мин) на волне 3 см за 1-3 суток до протонной вспышки. В работе Пустильника Л.А. [66] было выдвинуто предположение о росте флуктуации в связи с активизацией в волокнах, висящих над нейтральными линиями АО, как о вспышечных предвестниках, которые довольно просто могут быть проверены наблюдениями. На основе этого феномена авторы предположили, что наблюдаемые пульсации есть проявление предвспышечной неустойчивости в корональных структурах.
Отсутствие смены знака круговой поляризации
В нашем исследовании мы не разделяли два типа источников, но можно надеяться, что исследование поведения временных параметров ИКП на 5,2 см, так, как вьщелили мы их безотносительно к типу явления (нам лишь важна смена фаз в распределении поляризации), указывает на граничные условия обеих типов инверсий: начало Е-фазы в восточном полушарии может говорить об окончании инверсии в хвостовом пятне в случае ИКП I, конец Е-фазы (первый день существования S-конфигурации в западном полушарии) говорит об окончании инверсии в головном пятне.
ИКП I обусловлена непосредственным «включением» фазового или затменного экрана или прохождением радиоизлучения через полосу деполяризации в квазипоперечных полях высоко в короне. Оценка разумных значений таких полей приведена в разделе 1,3, Для длины волны 1,76 см это поля -70 Гс, для 5.2 см - -17 Гс при характерных для корональной плазмы АО значениях электронной плотности N - 109 (частиц/смА3) и характерном масштабе изменения магнитного поля L 109 см.
Как правило, удаётся наблюдать ИКП I только головного пятна при прохождении АО через ЦМ. Для хвостового пятна мы можем видеть лишь конец инверсии - переход от S -конфигурации к Е в восточном полушарии. Начало явления иногда зафиксировать трудно из-за экранировки Солнцем радиоизлучения хвостового пятна (т.е. явление может начинаться на невидимой стороне Солнца).
В случае ИКП II мы так же фиксируем границы явления, т.к. его продолжительность определяется именно длительностью существования Е-фазы. Т.е. в нашем понимании ИКП - это смена фаз поляризованного излучения (СФП - смена фаз поляризации), за которой стоит ИКП I, или ИКП II, или даже оба явления вместе (в случае просвечивания, например, в западной части солнечного диска крупного головного пятна «мимо» гало из-за асимметрии, например, магнитных силовых структур, которое при этом меняет знак поляризации в соответствии с классическим QT-эффектом). Результаты нашего ниже следующего анализа определяются геометрией магнитных структур в целом.
Следует отметить, что СФП - смена фаз в распределении поляризованного излучения по АО, - понятие более широкое, чем ИКП (включающее в себя оба типа инверсии - и пятенную, и самоинверсию в гало). СФП - многофакторное явление. В частности, продолжительность существования Е-конфигурации в СФП в случае прозрачной магнитосферы может определяться несколькими факторами: окончанием инверсии V над хвостовым пятном, отсутствием прохождения радиоизлучения через области квазипоперечных полей или сильным взаимодействием нормальных волн в области квазипоперечного поля, когда знак поляризации сохраняется и соответствует магнитной полярности пятен.
Во избежание путаницы необходимо всегда учитывать указанное различие понятий СФП и ИКП.
Данные о распределении поляризации микроволнового излучения с длиной волны 5,2 см по активным областям получены на ССРТ. При одномерном режиме сканирования в период 1982—1988 гг. пространственное разрешение инструмента составляло 17—30". Как правило, исследовалось по нескольку сканов в день, записанных вблизи местного полудня (05 . 00 UT). Из рассмотрения исключались случаи, когда в диаграмму направленности радиотелескопа одновременно попадали две или более активные области. Кроме того, не включались области с компактной или закрытой конфигурацией магнитного поля (класс С по классификации Мак-Интоша), у которых площадь между головной и хвостовой частями группы заполнена многими пятнами различной полярности. Для определения характеристик групп пятен использовались зарисовки групп пятен Саянской обсерватории СибИЗМИР и данные из бюллетеней «Солнечные данные» и «Solar Geophysical Data». Всего исследованы 54 активные области, из которых 15 были униполярными, 21 — простыми биполярными и 18 — сложными биполярными [26].
Были отдельно исследованы активные области, родившиеся или распавшиеся на диске [45]. Для рождающихся активных областей отмечалось значение площади в день появления поляризованного компонента и в день, предшествующий появлению. Для распадающихся активных областей отмечалось значение площади в день исчезновения поляризованного компонента и в день, предшествующий исчезновению. При этом исследовались только те области, в которых появление или исчезновение поляризованного излучения происходило на гелиодолготных расстояниях не далее 50 от центра солнечного диска.
Для групп пятен, родившихся на диске (21 группа), не отмечено ни одного случая появления поляризованного излучения, если площадь группы составляла менее 20 м. д. п. и только в пяти случаях поляризация появлялась при достижении группой пятен площади 20 м. д. п. Среднее значение площади, при которой в группе пятен появилось поляризованное излучение, составило 80 ± 15 м. д. п., в то время как в день, предшествующий появлению поляризованного компонента в микроволновом излучении, среднее значение площади составило 25 ± 5 м. д. п. Отметим, что при этом наблюдалось 6 быстро эволюционирующих групп пятен, для которых скорость возрастания площади за сутки, предшествующие появлению поляризации, составила более 100 м. д. п./сут. Если исключить эти группы, то среднее значение площади группы пятен, при достижении которой появляется поляризованное излучение, составит 50 ± 5 м. д. п.
Для групп пятен, распавшихся на диске (9 случаев), поляризованное излучение исчезало при уменьшении площади групп пятен до 40 ± 10 м. д. п., в то время как среднее значение площади за сутки до исчезновения поляризации составляло 50 ± 15 м. д. п.
Таким образом, в исследованных нами случаях появление поляризованного компонента излучения происходит при достижении активной областью площади выше 50 м. д. п., а исчезновение поляризации - при уменьшении площади до значений ниже 50 м. д. п.
Поведение интегрального потока активных областей на 5.2 см и солнечные вспышки
По данным Сибирского солнечного радиотелескопа проведено исследование связи между характеристиками микроволнового излучения активной области и ее вспышечной продуктивностью. Показано, что эта связь не является однозначной, но, если вспышка происходит в активной области с большим значением потока, она, скорее всего, будет мощной. Среднее отношение величины потока к площади группы пятен F/S не зависит от цикла солнечной активности и разрешающей способности радиотелескопа, а определяется корректностью выделения радиоисточника. Реально существующая большая дисперсия значений F/S при больших значениях потока, возможно, характеризует предвспышечное состояние активной области.
Исследуя поведение потока S-компонента на длине волны 3.2 см и отношения потока на длине волны 3.2 см к потоку на длине волны 8 см по данным с пространственным разрешением 2 .2, Танака и Какинума [4] сделали вывод, что эти величины являются хорошими характеристиками продуктивности солнечных протонных вспышек в активной области. В последующей работе [5], выполненной по данным с пространственным разрешением Г Л, уже не было обнаружено столь тесной корреляции между этими характеристиками и появлением протонных вспышек и заключение работы [4] было существенно ослаблено. Наиболее вероятной причиной ухудшения зависимости Танака и Эноме [5] посчитали улучшение пространственного разрешения использованных данных.
ССРТ обладает лучшим пространственным разрешением (17 - 30"), и условия генерации излучения с длиной волны 5.2 см отличаются от условий для излучений на длинах волн 3.2 и 8 см. Поэтому предоставляется возможность на новой основе рассмотреть связь между значениями потока микроволнового излучения и способностью активной области производить мощные солнечные вспышки [46].
Наблюдательные данные
Исследовались одномерные сканы распределения радиояркости по диску Солнца, полученные на ССРТ в период 1989 - 1991 гг. Для исследования выбирались хорошо изолированные активные области, когда потоки от различных активных областей не накладывались друг на друга. Для определения характеристик групп пятен использовались данные из бюллетеней "Солнечные данные" и "Solar Geophysical Data", а также зарисовки групп пятен Саянской обсерватории ИСЗФ СО РАН. Данные о вспышках и площадях групп пятен брались из бюллетеня "Solar Geophysical Data".
Исследовано полное прохождение по диску Солнца 12 активных областей. Кроме того, исследовалось поведение полного потока для ряда активных областей в отдельные дни, преимущественно, когда наблюдались мощные солнечные вспышки.
Методика измерения потоков АО по одномерным наблюдениям подробно изложена в [127].
С момента выхода активной области на восточный лимб и до ее захода за западный лимб каждый день в течение времени наблюдений (от 6 часов зимой до 10 часов летом) через интервалы времени -30 мин определялся поток микроволнового излучения исследуемых активных областей.
По этим данным определялось среднее суточное значение потока либо за все время наблюдений, либо до момента возникновения вспышки, если в этот день наблюдалась вспышка. При вычислении среднего потока не учитывались значения, обусловленные всплесками. В качестве характеристики вспышки был выбран ее рентгеновский балл, так как в отличие от оптического балла он является одномерной характеристикой энерговыделения во вспышке, что важно для количественного исследования.
На рис. 3.3.1 представлены гистограммы распределения потоков S-компонента исследованных активных областей отдельно для дней, когда наблюдались вспышки рентгеновского балла М1.0 и когда, они отсутствовали.
Среднее значение потока для дней без вспышек составило 15.0 ± 1.5 с.е.п., а для дней со вспышками - 36.7 ±3.1 с.е.п. (1 с.е.п. = 1 солнечная единица потока =10 Вт/м Гц При этом разность средних значений распределений потоков с вероятностью 0.99 заключена в максимально возможном не содержащем нуль интервале [-31; -13] с.е.п.
Вычисленное значение двустороннего критерия Стьюдента t = - 6.96 позволяет отклонить гипотезу о равенстве распределений с уровнем значимости а = 0.001. Если рассмотреть только вспышки балла Х1.0, то среднее значение потока для дней без таких вспышек составит 18.8 ± 1.4 с.е.п, а для дней со вспышками -45.5 ± 6.0 с.е.п. Гипотеза о равенстве распределений отвергается на доверительном интервале 99% с уровнем значимости 0.01.
Хотя различие распределений потока для дней со вспышками и без них можно считать значимым, существует хвост распределения с большими значениями потока для дней без вспышек и хвост распределения с малыми значениями потока в дни, когда происходили мощные вспышки.
Рассмотрим теперь связь между значениями потока перед вспышкой и рентгеновским баллом вспышки. На рис 3.3.2 представлен график, на котором по оси у нанесены значения потока перед вспышкой, а по оси х — в логарифмическом масштабе рентгеновский балл вспышек, начиная с балла С. При этом принято, что балл ХІ.0. = Ml0.0 = С 100.0. 10000 С МлРентгеновский балл вспышки Рис. 3.3.2 Связь между потоком и рентгеновским баллом вспышек для различных дней наблюдений для 12 АО (1989-1991 г.г.) Хотя однозначная зависимость скорее всего отсутствует, однако из 70 вспышек балла М1.0 50 71% произошли в те дни, когда значение потока превышало 20 с.е.п. В то же время из 104 дней, когда вспышки указанного балла не происходили, только для 29 дней (28%) значение потока превышало 20 сел.
Выделение «нормальных» долготных зон по наблюдениям на частоте 17 ГГц (длине волны 1.76 см, NoRH)
Как отмечено в 2.1, следует различать смену фаз поляризованного излучения (СФП) - переход от S-конфигурации (или униполярной фазы) одного знака, соответствующего полярности головного пятна в восточном полушарии Солнца, через Е-конфигурацию (или биполярную фазу) вблизи центра солнечного диска - два пика в распределении V, соответствующие магнитной полярности ядер хвостового и головного пятен, к S-конфигурации другого знака в западном полушарии Солнца, которая соответствует магнитной полярности хвостового пятна (рис. 2.1.1, глава 2) от более короткого во времени процесса, наблюдающегося, как правило, над головной частью группы, - ИКПI- инверсии знака круговой поляризации пятенных источников.
СФП характеризуется следующим набором временных параметров: tH -время появления Е-конфигурации в распределении поляризации по АО - в сутках (знак «-« для tH соответствует восточному полушарию, знак «+» -западному, значение "О" соответствует моменту пересечения АО центрального меридиана. tK- момент окончания явления, последний день существования Е-конфигурации, причём, = „+%, 7 - продолжительность СФП, или Е-конфигурации в распределении поляризации. ИКП определяет границы «нормальных» зон распределения поляризации для стабильных АО в модифицированном критерии Танака-Эноме [47,48].
СФП на длине волны А,=5.2 см исследована на большом числе событий в работах [26,42,43,44]. В этих работах обнаружена характерная западная асимметрия временной продолжительности Е-фазы для групп, не произведших мощных вспышек (см. табл. 2.4.1).
Для АО, в которых произошли вспышки класса М и X, такая асимметрия не была обнаружена, и даже наблюдалась тенденция к центральной симметрии (для АО, произведших вспышки класса М) или к восточной асимметрии (для
АО, где произошли вспышки класса Х)[42,43]. Таким образом, квазистабильные АО и ВПАО уже по этому признаку дают отклонение в распределении поляризации от «нормального». Это обстоятельство, в частности, позволяет объяснить результаты эпигноза по долготным зонам, проведённые для 181 АО [44]: только по одному поляризационному признаку было предсказано 74% вспышек рентгеновского класса М и X.
Для исследования ИКП по изложенной в разделе 4.1 методике на основе двумерных изображений на двух длинах волн рассмотрено 9 АО, имевших чётко выраженную БП структуру, в основном, с преобладанием головного пятна, не произведших за время прохождения по солнечному диску вспышек выше рентгеновского класса С. ИКП I наблюдалась как в хвостовом, так и в головном пятнах АО, что является новым эффектом, по сравнению с результатами [24], полученными с более низким пространственным разрешением. Результаты исследования ИКП сведены в таблицу 4.2.1.
В головном пятне, в среднем, инверсия на 5.2 см начинается в +1 -й день от ПЦМ, длится в течение 2 суток, тогда как инверсия на 1.76 см начинается в +3-й день от ПЦМ, продолжается в течение 1 суток, т.е. инверсия V на 1.76 см в головном пятне более короткая, происходит на большем удалении от ЦМ как в восточном, так и в западном полушариях Солнца. Инверсия в головном пятне на 1.76 см проходит иногда через стадию полной деполяризации, которая длится 1-2 суток (3 случая из 9), и сопровождается значительным уменьшением яркости и степени поляризации после смены знака V, что не характерно для излучения на 5.2 см. Этот результат согласуется с выводами работ [23, 24].
Продемонстрируем ИКП I, наблюдавшуюся одновременно на двух длинах волн, на примере биполярной АО 10904 (ПЦМ: 2006. 08.15): рис. 4.2.1 - 4.2.5. Группа проходила по диску в южном полушарии Солнца на гелиошироте -13 град. Протяжённость АО по долготе - 13 гелиоград, максимальная площадь пятен - 680 м.д.п. Эта группа магнитного класса р/ру, произвела 11 вспышек класса С за время прохождения по диску.
Рассмотрим последовательно смену знака на двумерных распределениях I и V (рис. 4.2.2 - 4.2.5) в данной АО и графиках яркостной температуры I, V и степени круговой поляризации Р (рис. 4.2.6).
С -4 по -3 день удаётся наблюдать смену знака над хвостовой частью группы на 1.76 см в восточном полушарии Солнца. Также эта АО замечательна тем, что с -1 по +2 день в головном пятне наблюдаются подковообразные структуры поляризованного радиоисточника на 5.2 см (перед и во время ИКПI). Е-фаза на 1.76 см длится с -4 по +4 день (затем радиоисточник над хвостовой частью группы исчезает из-за разрушения этой части АО), тогда как на 5.2 см - с -2 по +4 дни. На 5.2 см ИКП I в головном пятне начинается в +2 день, заканчивается в +5. На 1.76 см ИКП I начинается в +(3-4), заканчивается в +5.
На волне 1.76 см при разрушении хвостовой части группы в радиоисточнике, возможно, меняется механизм излучения от циклотронного к тормозному, что проявляется в переходе от компактного источника с симметричной, упорядоченной картиной контуров V к клочковатой структуре флоккулов, отвественных за радиоизлучение после распада пятен. В то же самое время радиоисточник над хвостовой частью АО на волне 5.2 см сохраняет свою структуру ещё несколько дней.
Рассмотрим теперь ИКП II на пример явления смены знака круговой поляризации на 5.2 см и 1.76 см для АО 09963. Это - стабильная АО, которая произвела за время прохождения по диску 7 вспышек класса С, имела магнитную конфигурацию рУ(Зу и наблюдалась в северном полушарии Солнца (гелиоширота +14 град., ПЦМ - 27.05.2002г).
