Методика прогноза мощных солнечных вспышек

Результаты многоволновых наблюдений Солнца на РАТАН-600 указывают на существование резких спектральных неоднородностей в поляризованном излучении активных областей, производящих мощные вспышки. Эти явления происходят в широком интервале потоков радиоизлучения, в относительно узком диапазоне длин волн (2-5 см) и регистрируются в интервале времени от нескольких часов до нескольких дней до мощной вспышки, а также во время вспышки.

Задача изучения предвспышечной плазмы важна как для понимания процессов, приводящих к вспышке, так и для выработки критериев предсказания вспышечной активности и протонной активности в особенности. Такие исследования ведутся в широком спектре частот, включая спутниковые наблюдения в ультрафиолете, рентгене, оптическом диапазоне и на радиоволнах. Поскольку вспышка чаще всего зарождается на хромосферном уровне, и затем распространяется на более высокие уровни (в корону, регистрируемую в рентгене) и на нижележащие уровни (фотосферу, регистрируемую в оптическом диапазоне), то следует полагать, что основные свойства предвспышечной плазмы должны четко проявляться именно в радиодиапазоне.

Разнообразные и длительные исследования с помощью различных радио - инструментов позволили обнаружить ряд свойств предвспышечной плазмы. Широко известен критерий Танаки - Еноме (1975) по сопоставлению поляризационных измерений на двух длинах волн 3 см и 8 см. Этот критерий имел хорошую достоверность около (70 %) в 20 цикле активности, но его прогностическая ценность резко снизилась в следующем.

Известны предвспышечные предвестники в виде небольших повышений полного потока Солнца за 20-40 минут до вспышки (Пустильник, 1983), нарастания флуктуаций полного потока радиоизлучения за 20-40 мин до вспышки (Кобрин и др.,1978).

По наблюдениям с высоким пространственным разрешением были обнаружены длительное микроволновое потемнение активной области перед вспышкой (Богод и др. 1999), появление пекулярных источников (Ланг и др., 1993) и источников над нейтральной линией магнитного поля (Кунду и др. 1985). Чувствительность радиоволн к изменениям хромосферных магнитных полей довольно высока (см. Богод и др., 1993, Ниндос и др., 2000) в связи, с чем разработаны разнообразные методы их измерений (Гельфрейх и др., 1994, Рябов и др., 1999) на основе детального спектрального и поляризационного анализа в широком диапазоне волн. Несмотря на наличие в мире разнообразных радиотелескопов с высоким пространственным разрешением (от радио гелиографов - интерферометров до рефлекторных антенн), подробный анализ спектра реализуется лишь на двух телескопах: РАТАН-600 (Корольков, Парийский, 1979) и OVRO (Харфорд и др., 1984), которые полностью перекрывают диапазон частот 1 - 18 ГГц с частотным разрешением около 5%. Последний анализирует этот диапазон частот последовательно, переходя от одной частоты к другой, и имеет более узкие полосы анализа, что значительно понижает чувствительность измерения поляризации. РАТАН-600 имеет более широкие полосы в частотных каналах, осуществляет параллельный анализ, и имеет большую эффективную площадь. Однако, этот инструмент имеет одномерную диаграмму направленности, что снижает эффективность его использования при исследовании слабых источников ввиду влияния излучения посторонних источников (эффект путаницы). Но при изучении ярких активных областей этот эффект незначителен. Начиная с 2000 года, мы используем на РАТАН-600 режим многократных азимутальных наблюдений (со скважностью 5-8 минут/скан). Это значительно улучшило достоверность спектральных измерений поляризованного излучения активных областей и позволило обнаружить ряд явлений, непосредственно связанных со вспышечной активностью в широком временном интервале. Наблюдения показывают, что на Солнце существуют различные по стабильности активные области. Стабильные АО практически не производят вспышек за все время нахождения их на диске. Такие области имеют стабильную структуру магнитных полей на уровне фотосферы, а спектры потока интенсивности и потока поляризации радиоизлучения имеют монотонный характер в микроволновом диапазоне с максимумом в диапазоне около 5- 6 см [Богод и др. 1999], [Гарри и др., 1997]. Поведение этих спектров определяется совместным действием тепловых механизмов тормозного излучения-bremsstrahlung и циклотронного излучения на первых 3-4 гармониках гирочастоты (Железняков, 1977, Ахмедов и др., 1982)). Циклотронное излучение, приходящее от активной области, имеет круговую поляризацию, соответствующую избытку излучения необыкновенной волны, а знак поляризации определяется полярностью магнитного поля доминирующего пятна.

Особый интерес представляют вспышечно-продуктивные активные области (ВПАО), отличающиеся переменностью и большой активностью. Исследования ВПАО указывают на высокую информативность микроволновых спектрально-поляризационных наблюдений, которые, по-видимому, непосредственно детектируют плазму в местах первичного выделения энергии перед вспышкой. Обнаружены несколько новых проявлений в спектре поляризованного радиоизлучения ВПАО на временных интервалах от нескольких часов до нескольких дней, как до вспышки, так и во время вспышки. В течение 2000-2004 гг. в результате проведенных исследований пред-вспышечной фазы излучения были обнаружены новые свойства активной плазмы, которые могут быть использованы в регулярных патрульных наблюдениях по программе " Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля". Это :

1. Появление циклотронных линий в сантиметровом диапазоне радиоволн в течение нескольких дней до мощного вспышечного события.

2. Возникновение эффекта микроволнового потемнения в активных областях за 1-3 дня до мощной вспышки.

3. Регистрация в коротком сантиметровом диапазоне эффекта всплытия нового магнитного потока, как в предвспышечной фазе, так и в течение всей активности данной АО. Детальное исследование эффекта в сантиметровом диапазоне радиоволн показывает, что даже малые перестройки в конфигурации магнитных полей АО уже вполне доступны для регистрации. Ценность данного эффекта может быть весьма высокой ввиду ее полной корреляции со вспышечно-активными областями.

4. Появление в дециметровом диапазоне микровсплесков в радиоизлучении активной области за 1,5-2 часа до самой вспышки.

Вышеперечисленные эффекты дополняют другие проявления предвспышечной активной плазмы, которые регистрируются на радиоастрономических инструментах различных типов (ССРТ, Нобеяма, радиотелескопы с малой апертурой и др.). Среди них: нарастающие колебания потока излучения и поляризации перед вспышкой, метод отклонения формы поляризованного излучения от нормального в данной долготной зоне Солнца и др.

Это указывает на высокую прогностическую и диагностическую эффективность радиоастрономического метода, который непосредственно регистрирует излучение процессов как формирующих вспышку, так и поддерживающих вспышечную активность. Этот метод не дублируется наблюдениями на космических обсерваториях типа спутников SOHO, Yokhoh, TRACE, HESSI, CORONAS, а является хорошим к ним дополнением для регистрации плазмы в диапазоне температур от 10**3 до 10**6 К.

В проекте предполагается создать методику прогнозирования ранних проявлений солнечной активности на основе регулярных радионаблюдений РАТАН-600 (в режиме on-line) и создание прогностического центра на базе Санкт-Петербургского Филиала САО РАН. В работе центра будут дополнительно использоваться данные БПР и других наземных радиоинструментов (радиогелиографы ССРТ, Нансей и Нобеяма с привлечением данных спутниковых обсерваторий (SOHO, Yokhoh, TRACE, HESSI, CORONAS). Данные регулярного прогноза будут публиковаться в сети ИНТЕРНЕТ по адресу http://www.spbf.sao.ru/sun/index.htm

Литература

1. Танака, Эноме (Tanaka H. & Enome.S.), Solar .Phys., 40, 123-131 (1975).

2. Пустильник Л.А., Астрономический журнал, 50, 12111(1973)

3. Кобрин (Kobrin M.M. , Korshunov A.I., Arbuzov S.I., Pakhomov V.V., Fridman V.M., Tikhomirov Yu.V), Solar Phys., 1978, 56, p. 359-373

4. Ланг и др. (K.R.Lang, R.F.Willson, J.N.Kile, J.Lemen, K.T.Strong, V.M.Bogod G.B.Gelfreikh, B.I.Ryabov, S.R.Hafisov, V.E.Abramov-Maximov, S.V.Tsvetkov), 1993, Astrophys.J., Dec.10, 419, 319-417

5. Кунду и др.(M.R Kundu, V. Gaizauskas, B.E.Woodgate, E.J.Schmahl, R.Shine and H.P.Jones),. Astrophys. J. Suppl.Ser., 57, March, 621-630 (1985).

6. Богод и др. (Bogod V.M.,Vatrushin S.M., Abramov-Maximov, V.E.,Tsvetkov S.V., Dikij V.N.), 1993, ASP Conference Series, 46, pp.306-309.

7. Ниндос и др. (A.Nindos, M.R.Kundu, S.M.White, K.Shibasaki, N.Gopalswamy), Astrophys. J. Suppl.Ser., 130, October, 485-499 (2000).

8. Гельфрейх Г.Б. (Gelfreikh G.B. in IAU Colloq.144 "Solar Coronal Structures" by V.Rusin, P.Heinzel&J.-C.Vial(eds), 21-28, (1994)

9. Рябов и др. (Ryabov, B.I. N.A.Pilyeva, C.E.Alissandrakis, K.Shibasaki, V.M.Bogod, V.I.Garaimov and G.B.Gelfreikh ),. Solar Phys., 185, 157-175, (1999).

10. Корольков, Парийский (Korol'kov D.V. & Parijskij Yu.N.), Sky and Telescope 57, 324-329 (1979).

11. Харфорд и др.(Hurford, G.J., Read R.B., Zirin H.), 1984, Solar Phys., 94, 413.

12. Богод и др.(V.M.Bogod, V.I.Garaimov, N.P.Komar, A.N.Korzhavin), 1999. (ESA SP-448, December 1999), 1253-1258.

13. Гарри и др. (D.E.Gary, M.D.Hartl, T.Shimuzu), Astrophys.J., 477, 958-968, 1997, March 10.

14. Железняков В.В. Электромагнитные волны в космической плазме, М. Наука, 1977.

15. Ахмедов и др (Akhmedov Sh.B.,.Gelfreikh G.B, Bogod V.M.& Korzhavin A.N.). Solar Phys., 79, 41-58 (1982).