Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Современное состояние исследований по всплывающим магнитным потокам и солнечным вспышечным событиям 18
1.1. Всплывающих магнитные потоки 18
1.2. Развитие и динамические явления больших вспышечных событий 23
1.3. Наблюдательный материал, средства наблюдений и способ представления эволюционных и вспышечных характеристик АО 32
1.4. Выводы 35
Глава 2. Анализ наблюдательных данных и результаты изучения больших вспышечных событий 37
2.1. Динамические явления больших вспышечных событий 37
2.1.1. Анализ наблюдательных данных вспышечных событий VTII 1972 г. 37
2.1.2. Динамические явления больших лимбовых вспышек 48
2.2. Комплексный анализ больших вспышечных событий со сложной пространственно временной структурой 63
2.2.1. Двухстадийные вспышки в протяжённых АО 63
2.2.2. Двухстадийные вспышки в компактных районах АО 77
2.3. Классификация солнечных вспышечных событий по величине магнитного поля, в котором данное событие происходит 82
2.4. Выводы 85
Глава 3. Вспышечная эволюция АО и условия осуществления больших солнечных событий 88
3.1. Эволюция и вспышечная активность больших компактных групп солнечных пятен 88
3.2. Особенности развития и вспышечная активность больших не компактных групп солнечных пятен 101
3.3. Реализация больших вспышечных событий во вспышечных АО 109
3.4. Выводы 114
Глава 4. Прогноз геоэффективных солнечных явлений и их воздействия на околоземное космическое пространство 117
4.1. Методика прогноза больших вспышечных событий и геоэффективных явлений 118
4.2. Компьютерная версия методики прогноза геоэффективных солнечных вспышек 126
4.3. Выводы 136
Заключение 137
Список литературы 139
- Развитие и динамические явления больших вспышечных событий
- Двухстадийные вспышки в протяжённых АО
- Эволюция и вспышечная активность больших компактных групп солнечных пятен
- Компьютерная версия методики прогноза геоэффективных солнечных вспышек
Введение к работе
Предметом диссертационной работы являются большие солнечные вспышечные события, условия осуществления, развития и возможность их прогноза. Актуальность работы. Одна из важнейших проблем астрофизики заключается в установлении закономерностей появления, развития и геоэффективности вспышсчных процессов на Солнце. Это объясняется рядом причин: Солнце - ближайшая к нам звезда и активные явления, протекающие в различных его областях, помогают понять энергетику и причины процессов на других астрофизических объектах; солнечные вспышечные события представляют собой наиболее мощный генератор высокоэнергичных заряженных частиц и излучений, что даёт возможность детального изучения возможных механизмов их рождения и ускорения; мощные солнечные вспышки и сопутствующие им крупномасштабные динамические явления (выбросы коронального вещества, возмущения в межпланетном пространстве) оказывают основное влияние на состояние околоземного космического пространства, определяя геомагнитные возмущения, состояние ионосферы и радиационную обстановку.
Прогноз возмущений околоземного космического пространства
непосредственно зависит от успешного прогноза солнечных геоэффективных
явлений, таких как большие солнечные вспышки (БСВ), выбросы солнечных
волокон и корональные дыры. Основными агентами, вызывающими эти
возмущения, являются выбросы коронального вещества как следствие активных
процессов в солнечных вспышках и выбросах солнечных волокон и
высокоскоростные потоки солнечной плазмы, следующие за ударной волной от
солнечных вспышечных событий или истекающие из областей с открытой
конфигурацией магнитного поля (корональных дыр). Согласно современным
представлениям, определяющую роль в зарождении и реализации активных
солнечных явлений играет магнитное поле. Наблюдения с высоким
пространственным и временным разрешением показали, что осуществление
солнечных вспышечных событий тесно связано с появлением новых всплывающих
магнитных потоков (ВМП). В связи с этим возрастает роль исследования
взаимодействия магнитных полей в активных областях (АО) в целях создания
основ прогноза солнечных вспышек. /
Цель работы: установление характера поведения вспышечно-активных областей при всплытии новых магнитных потоков, анализ накопленного материала о предвспышечном состоянии АО, ходе развития и динамических явлениях в БСВ и на этой основе создание методики краткосрочного прогноза роста вспышечной активности в АО и вне её и возможности реализации больших вспышечных событий. Научная новизна работы определяется тем, что впервые поставлена и методически решена задача единого описания явления больших вспышечных событий от условий возникновения, через закономерности их развития до выхода возмущения в межпланетное пространство. Как следствие решения этой задачи разработана методика прогноза больших солнечных вспышек. Научная и практическая значимость результатов работы состоит в упорядочении картины развития больших вспышечных событий, что позволяет практически учитывать роль магнитного поля в возникновении, развитии и динамике крупномасштабных движений в них. Предлагаемая схема связи ВМП и осуществления БСВ снимает вопрос необходимости накопления энергии в АО для их реализации, что, в свою очередь, ставит достаточно жёсткие условия для теоретических моделей солнечных вспышек. На основе анализа характеристик новых ВМП появилась возможность создания практического прогноза появления и развития БСВ и их последствий в околоземном космическом пространстве, что и реализовано в данной работе. Основные положения, выносимые на защиту:
Новая классификация вспышечных явлений, основанная на зависимости их появления от величины магнитного поля, в котором появляется новый ВМП, и обусловленная ею концепция солнечного вспышечного события позволяют рассматривать довспышечные уярчения, выбросы солнечных волокон и собственно вспышки как одно активное солнечное явление, разнообразные проявления которого являются следствием взаимодействия ВМП различной мощности с магнитным полем, в котором вспышечный процесс осуществляется.
Солнечные вспышки необходимо рассматривать как совокупность вспышечных узлов, разнесённых во времени (минуты, часы) и в пространстве, в границах
осуществления явления. Каждое новое образование вспышечных узлов в пространстве развития вспышки вызывает всю цепочку явлений, присущих данному процессу как в излучении во всех диапазонах электромагнитного спектра, так и в пространственном распространении возмущений в зависимости от мощности появившихся вспышечных узлов.
Подтверждена определяющая роль магнитного поля АО в развитии вспышечных лент, динамических явлений (вспышечных арочных систем, корональных потоков и т.д.), а также в формировании преимущественного направления распространения выбросов коронального вещества и возмущений от солнечной вспышки.
Установлено, что уровень вспышечной активности АО целиком зависит от величины и скорости всплытия нового ВМП. Для осуществления больших солнечных вспышек необходимо, чтобы новый ВМП по величине превышал порог образования пятна среднего размера (>1013 Вб) и скорость его всплытия была не менее 109 Вб/с. Данный вывод принципиально важен для практики прогноза больших солнечных вспышек.
5. Разработана методика прогноза БСВ, основанная на оценке мощности и
скорости всплытия нового магнитного потока в АО, которая позволяет получить
вероятностную оценку возможности осуществления больших солнечных вспышек
и предложена её компьютерная версия.
Достоверность результатов исследований базируется на большом массиве использованных в работе высококачественных наблюдений солнечных явлений, полученных с узкополосным (ДА. = 0.25 А), перестраиваемым на ±16 А На- фильтром фирмы Zeiss-Opton, данных других наземных и орбитальных обсерваторий в разных спектральных диапазонах за два цикла солнечной активности, что значительно повысило возможность комплексного анализа исследуемых солнечных явлений. Созданная на основе проведённых исследований методика прогноза БСВ успешно применялась на практике с 1989 г. и прошла проверку в периоды полёта космических научных спутников ГРАНАТ, ГАММА, КОРОНАС-И и КОРОНАС-Ф. С 1997 г. на сайте ИЗМИРАН автором публикуется еженедельный обзор солнечных активных явлений за прошедший период и прогноз на следующую неделю, и пользователи могут оценить его достоверность.
Вклад автора. Результаты исследований, относящиеся к эволюции и вспышечной продуктивности АО и БСВ, получены автором в итоге совместной работы с его научными коллегами. Автор внёс определяющий вклад в наблюдениях и обработке данных в оптическом диапазоне, в интерпретацию полученных результатов. Анализ подготовки АО к осуществлению и реализации вспышек по наблюдениям ВМП, рассмотрение БСВ с точки зрения возникновения и развития вспышечных узлов и разработка методики и блок-схемы компьютерной версии прогноза БСВ сделаны автором.
Апробация работы. Результаты, изложенные в диссертации, докладывались на всероссийских и международных конференциях: IV Симпозиум КАПГ по солнечно-земной физике, Сочи, XI1984 г.; Всесоюзный симпозиум по солнечно-земной физике, Иркутск, IX 1986 г.; XIII Консультативное совещание КАПГ по физике Солнца, Одесса, X 1988 г.; XIV Consultation on Solar Physics, Karpach, Poland, V 1991; Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии», Пулково, Санкт-Петербург, IX 2000 г.; Международная конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля», Пулково, Санкт-Петербург, V 2001 г.; Международная конференция «Солнечно-земная физика», Иркутск, IX 2004 г.; Международная конференция «КОРОНАС-Ф: три года наблюдений активности Солнца, 2001 - 2004 гг.», Троицк, ИЗМИРАН, I 2005 г.; Astrophysical Colloquium «Dynamical Processes in the Solar Atmosphere, Hvar, Croatia, IX 2006; International Symposium» International Heliophysical Year 2007: New insights into Solar-Terrestrial Physics, Zvenigorod, XI2007.
Методика прогноза больших вспышечных событий прошла успешную проверку в периоды полётов научных спутников ГРАНАТ, ГАММА, КОРОНАС-И и КОРОНАС-Ф.
Публикации. По теме диссертации опубликовано 38 работ, в том числе: 17 - в рецензируемых журналах, остальные - в тематических сборниках и в сборниках трудов российских и международных конференций.
Структура и объём диссертационной работы. Диссертация состоит из введения, четырёх глав, заключения и списка литературы, содержит 152 страницы печатного текста, 36 рисунков, 2 таблицы.
Развитие и динамические явления больших вспышечных событий
Солнечные вспышки представляют собой реакцию солнечной атмосферы на быстрый процесс выделения энергии, который приводит к резкому локальному нагреву всех слоев солнечной атмосферы, сопровождающемуся генерацией мощного излучения в широком диапазоне электромагнитного излучения от у-квантов до километровых радиоволн и потоками частиц электронов, протонов и тяжелых ядер. Исследования солнечных вспышек в последних двух циклах солнечной активности приобрели комплексный характер. Огромный поток самых разнообразных наблюдательных данных о солнечных вспышках и динамических явлениях в них позволил получить существенно более детальную информацию о явлениях, составляющих сам процесс развития вспышек. Вместе с тем выяснилось, что представление об основном сценарии развития вспышки и динамических явлений во вспышках (вспышечные арочные системы - ВАС, возвратные выбросы, выбросы коронального вещества, распространение возмущения от места локализации вспышки), которое сложилось из наблюдений раннего, оптического периода, практически не изменилось и только дополнилось наблюдательными данными других диапазонов электромагнитного и корпускулярного излучений. Основные характеристики динамических явлений во вспышках получили своё подтверждение и в линиях крайнего ультрафиолета, мягком и жёстком рентгеновском излучении.
Для правильного понимания вспышечного процесса как явления существенную роль играет полнота наблюдений вспышки от первых предвспышечных признаков начала процесса до самого последнего момента, когда излучение вспышки возвращается к фоновому уровню и динамические явления переходят в стадию эволюционного существования. Во вспышечной АО такого обычно не бывает, так как промежутки времени между значимыми вспышками в периоды осуществления вспышек большого и среднего баллов часто меньше времён релаксации АО к спокойному уровню.
Выявление условий возникновения вспышек необходимо как для понимания природы явления, так и для возможности физически обоснованного прогноза самих вспышек и обусловленного ими комплекса геофизических явлений. Изучение морфологических характеристик солнечных вспышек неоднократно проводилось солнечными обсерваториями в рамках различных наблюдательных международных программ [29, 30], в статьях [31, 32, 33], монографиях [34, 35]. И в тоже время реальные источники энергии, которые "подготавливают" АО к реализации больших солнечных вспышек, оставались невыясненными.
Рассмотрим некоторые наблюдательные морфологические характеристики развития вспышки и динамических явлений масштаба АО, ей сопутствующие. Используя весь доступный комплекс наблюдений (оптические, рентгеновские, радио наблюдения на космических аппаратах), параметров вспышечных корпускулярных потоков и солнечных космических лучей, можно провести оценки энергии каждого явления, составляющего вспышку, суммарную энергию всей вспышки и выброса коронального вещества (ВКВ), с большой скоростью (до 2500 км/с) уходящего в межпланетную среду [35]:
- общая энергия самых мощных вспышек находится в пределах 10 -10 эрг;
- основная доля указанной энергии ( 90%) расходуется на динамические явления внутри пространства вспышки и образование выброса коронального вещества (ВКВ);
- ВКВ во время больших вспышек выносит в межпланетную среду, по крайней мере, 10 -10 г солнечного вещества. При этом не учитывается вещество, которое, будучи выброшенным, во время вспышки на высоты короны, возвращается снова к хромосфере и фотосфере в виде направляемых магнитным полем потоков (ВАС, протуберанцы типа "корональный дождь") и диффузного, длительно наблюдаемого опускающегося потока вещества ("красная асимметрия" в спектральных линиях во время и после вспышки). Суммарная величина этой массы вещества вспышки сравнима или даже больше указанной выше величины массы, выброшенной за пределы района локализации вспышки. Почти очевидно, что такое количество вещества не может накапливаться до вспышки в верхней хромосфере и короне АО, т.к. увеличение концентрации вещества перед вспышками резко увеличило бы меру эмиссии, что прямо противоречит наблюдениям.
До начала работ космических обсерваторий существовало убеждение, что основная часть энергии выделяется импульсно (t 10-10 с) во время начальной, взрывной, фазы вспышки и все явления большой вспышки представляют собой реализацию этой начальной выделенной энергии. Наблюдения больших вспышек в рентгеновском, крайнем ультрафиолетовом, радио диапазонах, также как и многочисленные наземные оптические наблюдения (особенно изучение динамических явлений вспышек) заставили отказаться от рассмотрения вспышки как "точечного" кратковременного взрывного процесса [36, 37, 38]. Регистрация солнечных протонов и излучения в жёстком рентгене на ИСЗ "Прогноз" таюке указывает не только на длительный характер процессов ускорения (энерговыделения), но и на дискретный (иногда квазипериодический) их характер [39]. Ход интенсивности микроволнового радиоизлучения (ГУЦ) в больших вспышках указывает не только на длительное энерговыделение, но также и на дискретный характер этого процесса [40]. Несколько максимумов в интенсивности эмиссии IV(X компоненты оказались связанными с локальными уярчениями и появлением вспышечных арочных систем (ВАС), которые наблюдались в На. Наличие таких дискретных "подвспышек" можно установить для ряда больших вспышек, причем наибольшая по интенсивности подвспышка может быть отнюдь не первой. Во многих работах по наблюдениям в мягком рентгене и крайнем УФ [41-43] установлено, что излучение вспышек проявляется и в корональных петлях, которые неоднократно уярчаются в течение всей оптической вспышки.
Ранние работы [29, 30] показали, что большие вспышки иногда приводят к упрощению структуры поля, изменению (уменьшению) градиента магнитного поля, однако другие работы [44, 45] эти изменения не обнаруживали или они носили локальный, незначимый характер. Надо иметь в виду, что карты магнитных полей практически всегда получали за несколько часов (чаще многих) до или после вспышек, а когда удавалось получить их во время большой вспышки (спустя 35 мин после начала) [46], изменения в отдельных ядрах носили характер колебаний с амплитудой порядка 500 гс со средними изменениями напряжённости 10-45%. Однако и после окончания вспышки изменения поля не завершались. Колебания магнитного поля в сложных группах в несколько сот Гс отмечались и без вспышек, в процессе эволюции АО [47]. Отдельные измерения фотосферного поля с панорамным магнитографом [48] вблизи моментов вспышек не позволяют установить, являются ли наблюдаемые изменения поля ("всплывание новых" полей в пределах "старых") причиной (или следствием) вспышек или это эволюционные изменения поля, только косвенно связанные со вспышками.
До настоящего времени не существуют наблюдательные методы прямых измерений магнитных полей в верхней хромосфере и короне, однако, косвенную информацию о структуре и изменениях магнитного поля в области вспышек дают ВАС. Структура магнитных полей в области вспышки очерчивается системой корональных арок и петель, которые наблюдаются в процессе вспышки [38,41-43,49]. Как показано в наших работах [40, 50], ВАС являются составной частью вспышечного процесса - их структура не изменяется и не разрушается в процессе вспышки, хотя и могут претерпевать отдельные кратковременные, восстанавливаемые изменения. Эти результаты говорят о том, что магнитные поля в области вспышки не разрушаются или, если и происходят изменения поля при вспышке, они обычно незначительны по величине и не отражаются в магнитной структуре области вспышки. Корональные петли, в вершинах которых во время вспышек наблюдалось вспышечное излучение, ничем особенным не отличались от соседних "спокойных" петель, и в них не отмечались сколько-нибудь заметные изменения структуры [51]. Особый интерес представляют исследования структуры ВАС, которые наблюдаются вблизи момента максимума вспышки и затем во время периода ее спада.
Наши исследования динамических явлений, в больших вспышках, которые непосредственно связаны со структурой магнитного поля в хромосфере и короне АО, мы рассмотрим в Главе 2. Наблюдения проводились в линии На с помощью узкополосного фильтра с перемещением полосы пропускания (АА,=0.25А) по контуру линии и за его пределы для больших вспышек разных АО, в том числе VHI 1972 г., VII 1978 г. и др. [50, 52]. Данные наблюдений позволили впервые детально изучить динамику и эволюцию ВАС и получить их характеристики. Несмотря на разнообразие систем ВАС, большие скорости (порядка сотен км/с) и траектории движения вещества в тонкоструктурных На- петлях очень стабильны. В пределах данной группы арок ВАС и между группами последовательно (а иногда и одновременно) отмечался относительный поворот плоскостей петель, который увеличивается с высотой. Этот угловой поворот плоскостей петель наглядно отражает существующий сдвиг ("shear") силовых линий в магнитном поле области вспышки и является одним из немногих непосредственных доказательств существования крупномасштабных токовых систем в области вспышки. Существование такого сдвига определяет устойчивость структуры магнитного поля АО [49]. Арочные системы вспышек претерпевали кратковременные "упругие" деформации - возвратные изменения, которые происходили при повторных локальных дополнительных уярчениях (подвспышках) во вспышечных лентах. Траектории арочных На- систем оказались подобными даже для разнесённых на 12 часов, больших вспышек. Все это позволило придти к заключению, что структура магнитного поля в области вспышки отличалась относительной стабильностью: при сохранении общей структуры наблюдались только кратковременные восстанавливаемые изменения, обязанные прохождению возмущений и ударных волн от вспышки.
Наблюдения позволили обнаружить относительно быстро восстанавливаемые (t 20 мин) локальные изменения поля и скоростей в районе нейтральной линии продольной компоненты магнитного поля (Вц= 0). Эти изменения отражались в изменении длины и формы волокна, которое обычно бывает расположенным над нейтральной линией. Такая активизация волокна [32, 49, 54], характерная для предвспышечной и активной фазы вспышки, указывает на то, что источники энергии вспышек (или их проекции) располагаются вблизи нейтральной линии. .Как показывают оценки, основанные на наблюдениях [54], на активизацию волокна (до и во время даже больших вспышек) тратится очень малая (—10" эрг) доля энергии больших вспышек, т.е. активизация и выброс волокна (в отличие от утверждения в [32]) является только следствием вспышки.
Двухстадийные вспышки в протяжённых АО
Наблюдения этой вспышки были хорошо обеспечены в оптическом, рентгеновском и радио диапазонах, что дает возможность провести комплексный анализ. Отдельные аспекты данной вспышки рассматривались в целом ряде работ [96-103]. По наблюдениям в оптике это типичная большая двухленточная вспышка с вялым развитием до максимальной фазы и очень протяженной лентой N-полярности (1— 2-Ю5 км/с), с севера и с востока окаймляющей более компактную вспышечную ленту S- полярности. Вспышка началась в 0809UT с образования вспышечных узлов обеих полярностей в области I (Рис. 14) вблизи "особой" точки волокна. Наиболее важные для анализа временные точки развития вспышки в оптике следующие:
- до 0812UT: быстрое развитие узлов обоих полярностей и их экспансия (v 250 км/с) к области П. Этот процесс продолжался до 0813UT и затем в более спокойном темпе до 0817 UT, когда образовался самый южный вспышечный узел S-полярности. Наиболее сильные возгорания вспышечных узлов в этот период в области I приходились на момент времени 0816UT, а в области П - на 0817UT. К 0820UT это уже большая вспышка балла 2 с хорошо развитыми вспышечными лентами;
- до 0820UT: все вспышечные узлы располагались вне пятен, в 0821 UT один из вспышечных узлов образовался в полутени небольшого пятна в области II;
- с 0822UT: в области II начались катастрофические изменения (появление мощных вспышечных узлов, их возгорания и т.д.), следствием которых явилось стремительное продвижение эмиссии вспышечной ленты N-полярности на запад вдоль волокна к лидирующему пятну. Это движение временно прекратилось (с 0825 до 0830UT), когда вспышечная лента достигла места вкрапления S-полярности ) [104], расположенного посредине между порами 7 и 4 (Рис. 14);
- 0834-083 5UT: образовались три мощных вспышечных узла - один южнее (смещение На±2А), второй - восточнее хвостового пятна (смещение На±1,5А) и третий - в полутени последнего;
- 0836UT: в лидирующем пятне образовался один из самых больших вспышечных узлов рассматриваемой вспышки, который покрывал восточную часть ядра пятна, отделенного от основного пятна световым мостом. Этот вспышечный узел достиг максимума развития в интервале времени между 0838UT и 0840UT, после чего раздвоился и развитие северного узла в 0848UT привело к экспансии вспышечной ленты N- полярности к северу от пятна;
- 0834 и 0848UT: образовались еще два узла, эволюция которых привела к дальнейшему продвижению вспышечной ленты S- полярности через пятно А на запад. После 0851UT заметных вспышечных узлов не отмечено;
- 084 ШТ: в красном крыле в поглощении появились ВАС. Можно выделить две основные системы ВАС, связывающие области I—II и I—III, как и следует из картины появления и развития вспышечных узлов (Рис. 15). ВАС, связывающие области 1-Й в центре линии На, стационарно существуют как в поглощении, так и в эмиссии. С уходом в красное крыло (На +0.5А) в спокойный период (когда нет уярчений) ВАС видны только в поглощении;
- 091ШТ: в ВАС 1-Й, локализованных к северо-востоку от хвостового пятна А началось уярчение вершин, которое, постепенно высвечиваясь и сдвигаясь к востоку, существовало до 0930UT. Появление в На+0.5А эмиссии в вершинах или целиком эмиссионных арок свидетельствует об активном процессе;.
- 0942UT: еще один момент энерговыделения в ВАС области I (перерыв наблюдений (0932-0942UT) .
Приведённые данные показывают, что вспышка 16.05.1981 г. обладала весьма сложной пространственно-временной структурой. Сопоставление оптических, рентгеновских и радио данных дает возможность получить представление о характере и основных особенностях развития этой структуры.
Обращает на себя внимание следующее:
- всё развитие вспышки во всех диапазонах наблюдений можно разделить на два этапа. На первом этапе до 0820UT вспышечные узлы возникают и эволюционируют в беспятенных районах АО. Это находит отражение и в энергетике вспышки. В мягком рентгене (2-8 кэВ) это соответствует первым двум участкам кривой роста интенсивности (т = 364 с и т = 204 с), а в диапазоне 20—40 кэВ интенсивность всплесков в это время всего лишь в 1.5 раза превысила уровень фона. Плотность потока микроволнового всплеска на 3 ГГц едва достигла 250 с.е.п. Напомним, что вспышка по площади уже достигла балла 2 и это типично для "беспятенных" вспышек, когда при большой площади в центре линии На, рентгеновский балл обычно М5 и плотность потока на 3 ГГц 300 с.е.п. (300-10"22вт-м"2 гц"1);
- на втором этапе, когда эмиссия проникает в область II, вспышечные узлы возникают уже в северной части области, и все большая доля их возникает в районах локализации пятен и пор. Эта ситуация сразу же отражается и на энергетике, которая во всех диапазонах достигает максимальных значений.
Локализация вспышечных узлов и временное распределение их во вспышке дают основание предположить существование двух систем связей в данной группе пятен, что на последующих фазах развития вспышки проявилось и в развитии двух основных ВАС. Одна из них связывала южную часть области I (S-полярность) и районы N-полярности областей I и П. Другая связывала северную часть области I и область III. Эта последняя связь проявилась и в собственных движениях пятен [69, 101]: пятна и устойчивые поры на севере области I имели общее направление движения с порами и пятнами области III, включая и лидирующее пятно, что указывает на общую генетическую связь этих областей. Указания на возможность существования таких связей в других группах пятен можно найти в [105].
Анализ показал, что имеет место временное соответствие между появлением различных пиков, составляющих жесткий рентгеновский и микроволновой всплески, и возникновением вспышечных На- узлов. (Рис. 16).
Опираясь на это соответствие и зная пространственную картину развития вспышечных узлов, можно указать, в каком именно районе активной области реализовалась энергия, приведшая к тому или иному выбросу на временном профиле всплеска. В частности, появление и развитие вспышечных узлов в области II в интервале времени 0820-0824UT проявилось с соответствующей задержкой (1т) как в рентгеновском (80-40, 40-20 кэВ), так и в радио (3 ГГц, 536, 204 МГц) диапазонах. Практически всем появлениям вспышечных узлов, когда их можно выделить отдельно, соответствуют значимые пики в рентгене и радио. Аналогичное заключение было сделано в [40].
С другой стороны, наблюдательные данные в радиодиапазоне, полученные при наблюдениях с высоким пространственным разрешением [103, 106, 107], свидетельствуют о том, что сложные см- всплески, имеющие ряд максимумов, генерировались в нескольких пространственно разнесенных источниках, локализация которых соответствует структуре На вспышки (Рис. 16).
Анализ показывает также, что на первой фазе, когда На- вспышка носит внепятенный характер, спектр имеет максимум в дм-диапазоне на частотах/ 500-1000 МГц. С появлением и последующим уярчением вспышечных узлов в полутени пятен спектр смещается в сторону более высоких частот. Еще более жесткий радиоспектр (f 9 ГГц) наблюдается в момент абсолютного максимума радиовсплеска и вспышки, когда яркие вспышечные узлы появляются в окрестности наиболее крупных пятен. В мощных вспышках, как показывают наблюдения, именно в этот момент спектр имеет специфическую U-образную форму, характерную для протонных вспышек. На более поздней стадии вспышки, когда в районе нейтральной линии развиваются ВАС, максимум частотного спектра радиовсплеска снова смещается в дм- диапазон.
Одной из особенностей динамического спектра континуальных радиовсплесков IV типа в дециметровом и метровом диапазонах являются пульсирующие структуры, т.е. модуляция интенсивности радиоизлучения в широком диапазоне частот с характерным временем от десятых долей секунды до десятков секунд. Сопоставление моментов появления таких пульсаций с динамикой развития вспышечных узлов показало, что начало широкополосных пульсаций в радиовсплесках IV типа совпадает по времени с возникновением ярких узлов в полутени некоторых пятен в группе. Во вспышке 16.05.1981 г. пульсации радиоизлучения наблюдались дважды, сначала на дециметровых и позднее на метровых волнах, и каждый раз перед их началом были замечены появления ярких узлов в полутени разных пятен.
Эволюция и вспышечная активность больших компактных групп солнечных пятен
Самая вспышечно-продуктивная АО 20 цикла солнечной активности образовалась 11.07.1972. в западной части видимого диска Солнца и, быстро развиваясь, 15.07 ушла за западный лимб, чтобы 29.07 появиться на восточном лимбе [40, 50, 52, 68-71]. Группа пятен представляла собой большое пятно, в полутени которого группировались ядра разной полярности [115]. Рис. 24 [116] представляет АО в первые 4 дня после её выхода из-за восточного лимба, из которой видно, что её общий вид практически не менялся: в одной полутени большого пятна локализовались три больших и ряд мелких ядер N- полярности, окружённых тремя большими ядрами S- полярности [117]. Надо отметить также, что ведущее небольшое пятно к западу от основного пятна имело S- полярность, что позволяет отнести группу пятен в разряд обращенных, т.е. нарушающих закон Хейла в 20 солнечном цикле. Линия раздела полярностей продольного магнитного поля данной АО представляла собой сложную петлю и практически не менялась со временем. Как следует из [118], несмотря на то, что максимальные величины значений поля обеих полярностей были примерно одинаковы (-3200-3400 э), магнитный поток в пятнах N- полярности почти вдвое превосходил магнитный поток пятен S- полярности. Особо отмечается [118], что большие горизонтальные градиенты магнитного поля вблизи линии раздела полярности не уменьшались и после мощных вспышек 4 и 7.08.1972 г.
Основные характеристики ВАС-а и -б в значительной мере подобны для всех больших вспышек в данной АО. Расположение этих систем по отношению к линии раздела полярностей и основным ядрам пятна указывает на относительную стабильность общей структуры магнитного поля АО, несмотря на значительные эволюционные изменения в самой группе пятен. Достаточно отметить появление новых ядер в результате деления одного ядра N- полярности, как это наблюдалось 4.08, общую эволюционную тенденцию уменьшения магнитного потока N-полярности при росте потока S- полярности [117, 118], разрыв в полутени пятна, связанный с растущим светлым мостом, ставший особенно заметным 5-7.08. Вид, расположение и даже временные изменения волокна, которое пересекало по линии раздела полярностей само пятно, также говорят в пользу относительной неизменности общей структуры коронального магнитного поля АО. Об этом же говорит тот факт, что все большие вспышки в АО были гомологичны, т.е. основные характеристики их развития были подобны. Кроме эволюционной динамики отдельных, постоянно присутствующих ядер разной полярности, перед каждым периодом осуществления больших вспышек можно было проследить всплытия (появления) достаточно больших по размеру ядер с быстрой эволюцией.
Первому такому периоду предшествовало появление (за 36 часов до первой большой вспышки) в середине суток 31.08 двух ядер разной полярности к западу и востоку от ведомого пятна/(Рис. 24), причём восточное ядро «выталкивало» более северное большое ядро (р) к северу. Сразу после вечерней вспышки 2.08 восточное ядро исчезло. Западное ядро к этому времени тоже стало в 2 раза меньше, но уже к середине суток 3.08 снова резко увеличило площадь в несколько раз, что и привело, по нашему мнению, к мощной вспышке 4.08.1972 г. Подобный сценарий повторился и 5.08, когда примерно за 40 часов до мощной вспышки 7.08 западнее того же пятна/ появились 2 новых ядра N- полярности. Заметим, что таких значимых проявлений новых ВМП для третьего вспышечного периода увидеть не удалось, но это молено объяснить более низким качеством анализируемого наблюдательного материала и близостью АО к западному лимбу. Таким образом, в этой АО по отличным фотосферным снимкам удалось, с достаточной долей уверенности, на фоне эволюционных изменений структуры большого сложного пятна выявить ядра (ВМП) с быстрой эволюцией, появления которых приводили к мощному всплеску вспышечной активности.
Одна из самых вспышечно-активных групп пятен 21 цикла солнечной активности проходила видимый диск Солнца 9-21.08.1978 г .[119]. Основная доля вспышек больших и средних баллов пришлась на первые дни её появления на видимом диске Солнца. Сравнивая "вспышечные" и "спокойные" периоды развития АО, можно попытаться выявить возможные их отличия в характерных эволюционных особенностях структуры магнитного поля, в движениях пятен, в градиентах магнитных полей и т.д. Вид группы в отдельные дни наблюдений по зарисовкам со снимков АИ АН УзбССР показан на Рис. 25 [119]. Из анализа наблюдательных данных по этой группе следует:
- несмотря на заметные суточные изменения площади (постоянно уменьшалась от 1680 м.д.п. 9.08 до 580 м.д.п. 21.07), числа и вида отдельных пятен и пор, отрыва от основного пятна и дрейфа к западу ряда нестационарных пятен и пор N-полярности, общая структура группы почти во все дни наблюдений сохранялась. Группа сохраняла магнитный класс "5": в северной части полутени основного пятна находились ядра S-полярности. Суммарная площадь ядер различной полярности мало изменялась. Во все дни наблюдений сохранялось превышение более чем вдвое площади ядер N- полярности;
- группа в целом во все дни проявляла кинематическую неустойчивость. Прежде всего, следует отметить существенный общий широтный дрейф группы на 2.5-8 (за 8 дней), что на порядок превышает обычную среднестатистическую величину широтного сдвига АО. Особенно заметно изменялась (уменьшалась) широтная полоса расположения ядер S- полярности. Такая эволюция положения пятен в течение всех дней наблюдений несомненно связана со структурой магнитного поля АО, но она протекала вне прямой связи с начальным, основным, вспышечным периодом.
- распределение магнитного поля в АО в общем случае характеризует эволюционные изменения структуры фотосферного поля. Существенно, что нейтральная линия в АО имела преимущественно S-образную форму, а внутри группы пятен была почти параллельна экватору. Это обычно характеризует общую бессиловую структуру магнитного поля вспышечных АО.
Однако, кроме указанной S-образной формы нейтральной линии, у западной границы основного пятна произошло ее расщепление: появился "рукав", уходящий к северо-востоку. С восточной стороны основного пятна проходила нейтральная линия, у которой в течение вспышечного периода и последующих дней (до 17.07) наблюдалась очень устойчивая тонко структурная система На арок, пересекающих (почти перпендикулярно) нейтральную линию. Таким образом, структура магнитного поля этой АО была более сложной: она состояла из нескольких (по крайней мере, трех) локально-бессиловых участков.
Начиная с 16.07, появился растущий "коридор" S- полярности в юго-западной части АО, который к 18.07 разделил основное поле N- полярности на две части. Сравнение мест осуществления вспышек и этого ВМП не позволяет предположить, что его всплытие привело к осуществлению второго периода солнечных вспышек (2 больших и 4 среднего бала). Возможно, в этом случае имеет место «вторая волна» взаимодействия мощного ВМП, вызвавшего первый вспышечный период, с магнитным полем АО.
Компьютерная версия методики прогноза геоэффективных солнечных вспышек
Компьютерная версия методики прогноза возмущений ОКП [154] позволяет пользователю получить вероятностную оценку возможности осуществления солнечных БСВ на временном интервале, определяемом характеристиками всплытия нового магнитного потока и его взаимодействием с уже существующим магнитным полем, и сделать фоновый прогноз на следующий оборот Солнца. Соответственно, в пакет входят две, связанные через общие файлы исходных данных, программы.
Текущие входные данные непосредственно поступают из службы Солнца по сетям INTERNET, FTP или по каким-либо другим доступным средствам связи. Так же предусмотрена возможность ручного ввода исходных данных, получаемых из прямых наблюдений Солнца, или из текущих баз данных службы Солнца SWPC NOOA.
Блок-схема системы (Рис. 32) состоит из:
ВС - блока связи и получения первичных данных;
BSSD - блока отображения ситуации на Солнце и выдачи "фонового" прогноза; BF(FL) - блока реализации прогноза больших солнечных вспышек; BF(GS) - блока прогноза геомагнитных возмущений; BD - базы данных возмущений в ОКП и их источников на Солнце.
В дальнейших версиях методики прогноза возмущений в ОКП будут еще два блока: блок прогноза солнечных протонных событий и блок прогноза внезапных ионосферных возмущений.
1. Блок связи и получения первичных данных (ВС). Блок связи и получения первичной информации о солнечных активных явлениях состоит из: программы получения данных из http://www.swpc.noaa.gov или по другому доступному адресу и программы отображения текущих данных. Система службы Солнца в настоящее время позволяет получать следующие данные, являющиеся входными параметрами нашей системы:
- для АО - файл Solar Active Region (в программе файл syymmdd.srs, где уу - год, mm - месяц, dd -день), содержащий следующие параметры: гелиокоординаты - ф, 1, L, в градусах; площадь- Sp, в м.д.п.; эволюционный класс; протяженность по долготе, в градусах; число пятен - п; магнитный класс группы пятен;
- для КД - файл Solar Coronal Disturbance Report (syymmdd.scd): гелиокоординаты крайних точек КД на N, S, W, Е (ф, 1), в градусах; гелиодолгота центра тяжести КД - L, в градусах; знак полярности магнитного поля, в котором возникла КД; площадь КД - S, в т.д.п. (тысячные доли полусферы);
- для БСВ - файл Solar Event (syymmdd.sev): времена начала, максимума и конца вспышки - to, tm, tk, в UT; гелиокоординаты вспышки - ф, 1, L, в градусах; балл вспышки в оптике и мягком рентгене; полная энергия вспышки в диапазоне 1-12.5 кэВ, в джоулях; номер АО, в которой произошла вспышка; динамические явления во вспышке - радиовсплески II и IV типов и их интенсивность; время, позиционный угол первого появления, скорость и угол раствора (тип) ВКВ;
- для выбросов солнечных волокон (ВСЕ) - файл Solar Disc and Limb Activity Summary (syymmdd.dal): время начала и конца наблюдения процесса - to, tk, в UT; гелиокоординаты центра выброшенной части волокна - ф, 1, в градусах; величина выброшенной части солнечного волокна - d, в градусах; интенсивность явления в трехбалльной системе; сдвиг в крыло линии Н-альфа, который характеризует максимальную скорость движения выброса по лучу зрения; время, позиционный угол первого появления, скорость и угол раствора (тип) ВКВ.
Кроме того, для текущей характеристики ситуации на Солнце и геомагнитной обстановки в данной версии необходимы еще два файла: Solar Activity Summary и Report of Solar-Geophysical Activity, которые переименовываются в syymmdd.sga и syymmdd.rsg соответственно.
Текущая информация должна приниматься регулярно, не менее одного раза в сутки, так как прогностические блоки запускаются только при наличии информации за предыдущие сутки. В настоящее версии это должен делать оператор, используя сеть Интернет. Программа строит рабочий файл (syymmdd без расширения) из 6-ти принятых исходных файлов, извлекая информацию, существенную для прогноза, и показывает его пользователю, чтобы он мог, при желании, оценить качество полученной информации и, в случае необходимости, внести дополнительную информацию или уточнить полученные данные.
Программа строит карту текущей обстановки на Солнце (Рис. 33), рядом с которой приводятся основные индексы солнечной и геомагнитной активности за данные сутки и краткие словесные характеристики ситуации на Солнце и в ОКП. Рабочий файл записывается в архив и может быть вызван по первому требованию.Параметры АО, в которых возможны вспышки большого и среднего баллов или наблюдаются значимые изменения магнитного потока, запоминаются и передаются в блок прогноза солнечных вспышек. Данные о выбросах солнечных волокон, солнечных вспышках и корональных дырах запоминаются и передаются в блок прогноза магнитных возмущений. При запуске программа вначале ищет рабочий файл за требуемую дату, а если не находит его, то попытается создать такой файл из исходных данных. Если некоторые из исходных файлов отсутствуют, то рабочий файл и прогноз будут сделаны по имеющемуся набору данных, но, естественно, не все явления будут спрогнозированы.
2. Блок отображения глобальной ситуации и выдачи фонового прогноза (BSSD).
Данный блок состоит из трех процедур: процедуры построения текущих кэррингтоновских карт и отображения ситуации на Солнце и в ОКП; процедуры обработки кэррингтоновских карт и определений текущих активных долгот; процедуры выдачи фоновых прогнозов на следующий оборот Солнца.
В первой процедуре на основе входных данных строится керрингтоновская карта текущего оборота, на которую наносятся все АО, КД и исчезающие волокна данного оборота. АО подразделяются по площади (пять градаций) в максимуме развития и по предшествующей вспышечной активности (пять градаций) и различаются на карте особыми цветными значками, где форма значка соответствует интервалу площадей, а цвет - вспышечной продуктивности. Пример карты для одного из оборотов Солнца приводится на Рис. 34. Солнечные корональные дыры отображаются на картах в границах прохождения центрального меридиана Солнца, цветом различается их магнитная полярность.
Вторая процедура, сохраняя полученные карты предыдущих солнечных оборотов в тех же обозначениях, позволяет внести в них изменения после получения окончательных данных о солнечных явлениях, провести сравнение текущего оборота с предыдущими и выдать данные, необходимые для составления фонового прогноза на следующий оборот.
Пример сравнения солнечной активности за три последние оборота Солнца приводится на Рис. 35. В обеих процедурах предусмотрен режим LEGEND, куда можно занести дополнительную информацию о событиях и явлениях в данном обороте.
Кроме того, в процедуре предусмотрено построение линейки отображения событий в ОКП за последние три оборота Солнца, где во временной шкале отображаются начало и длительность МБ, солнечных протонных событий и внезапных импульсов SI (приход к Земле межпланетных ударных волн). Пример отображения этих событий в ОКП приводится на Рис. 36.
Третья процедура по информации, поступающей из других программ о долготах активных явлений в текущем обороте, и сохраняемости их на предыдущих оборотах дает вероятность реализации активных явлений на прежних долготах в следующем обороте Солнца. В процедуре осуществляется построение прогнозов как отдельно по каждому геоэффективному событию или явлению, так и для всех сразу. Это необходимо для прогноза ситуации в ОКП. Из вспышечных АО процедура выбирает те из них, которые уходят за W-лимб Солнца в максимуме или в процессе развития, оценивает вероятность их повторного выхода и определяет сроки необходимого слежения за ними. Особое внимание обращается на динамичные группы пятен, расположенные на активных долготах текущей фазы солнечного цикла. Процедура учитывает также долготные интервалы исчезающих волокон и выдает вероятные долготные интервалы выбросов волокон
Учитывается также положение всех приэкваториальных (широта ±30) КД и определяется временной интервал их геоэффективности на следующем обороте Солнца, т.е. процедура выдает наиболее вероятные даты рекуррентных геомагнитных возмущений и возрастании потоков высокоэнергичных электронов (Е 2МэВ).
