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 возникают в широком интервале потоков радиоизлучения, в относительно узком диапазоне длин волн (2–5 см) и регистрируются во временном интервале от нескольких часов до нескольких дней перед мощной вспышкой, а также во время неё.

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

Многолетние исследования с помощью различных радиоинструментов позволили обнаружить ряд свойств предвспышечной плазмы. Широко известен критерий Танаки–Еноме (1975), основанный на сопоставлении поляризационных измерений на двух длинах волн — 3 см и 8 см. Этот критерий показал хорошую достоверность (около 70%) в 20-м цикле активности, однако его прогностическая ценность резко снизилась в следующем цикле.

Известны и другие предвспышечные предвестники: небольшие повышения полного потока Солнца за 20–40 минут до вспышки (Пустильник, 1983), нарастание флуктуаций полного потока радиоизлучения за 20–40 минут 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 измерения (Гельфрейх и др., 1994; Рябов и др., 1999) на основе детального спектрального и поляризационного анализа в широком диапазоне волн. Несмотря на то что в мире существует немало радиотелескопов с высоким пространственным разрешением — от радиогелиографов-интерферометров до рефлекторных антенн, — подробный спектральный анализ реализован лишь на двух инструментах: РАТАН-600 (Корольков, Парийский, 1979) и OVRO (Харфорд и др., 1984), которые в совокупности перекрывают диапазон частот 1–18 ГГц с частотным разрешением около 5%. OVRO анализирует этот диапазон последовательно, переходя от одной частоты к другой, и использует более узкие полосы анализа, что заметно снижает чувствительность измерения поляризации. РАТАН-600, напротив, имеет более широкие полосы в частотных каналах, осуществляет параллельный анализ и обладает большей эффективной площадью. Однако этот инструмент имеет одномерную диаграмму направленности, что снижает эффективность его использования при исследовании слабых источников из-за влияния излучения посторонних источников (эффект путаницы) — впрочем, при изучении ярких активных областей этот эффект незначителен. Начиная с 2000 года на РАТАН-600 используется режим многократных азимутальных наблюдений (со скважностью 5–8 минут/скан), что значительно повысило 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 активные области, различающиеся по стабильности. Стабильные АО практически не производят вспышек за всё время нахождения на диске. Такие области имеют устойчивую структуру магнитных полей на уровне фотосферы, а спектры потока интенсивности и потока поляризации радиоизлучения имеют монотонный характер в микроволновом диапазоне с максимумом около 5–6 см (Богод и др., 1999; Гарри и др., 1997). Поведение этих спектров определяется совместным действием теплового 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 высокой активностью. Их исследования указывают на высокую информативность микроволновых спектрально-поляризационных наблюдений, которые, по-видимому, непосредственно детектируют плазму в местах первичного выделения энергии перед вспышкой. В спектре поляризованного радиоизлучения ВПАО обнаружено несколько новых проявлений на временных интервалах от нескольких часов до нескольких дней, как до вспышки, так и во время неё.

В течение 2000–2004 гг. в результате исследований предвспышечной 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 этого эффекта показывает, что даже малые перестройки конфигурации магнитных полей АО уже доступны для регистрации; ценность эффекта весьма высока ввиду его полной корреляции со вспышечно-активными областями;
4. появление в дециметровом диапазоне микровсплесков радиоизлучения активной области за 1,5–2 часа до самой вспышки.

Перечисленные эффекты дополняют другие проявления предвспышечной активности плазмы, регистрируемые радиоастрономическими инструментами различных типов (ССРТ, Нобеяма, радиотелескопы с малой апертурой и др.). Среди них — нарастающие колебания потока излучения и поляризации перед вспышкой, метод определения отклонения формы поляризованного излучения от нормальной для данной долготной зоны Солнца и другие.

Всё 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 космических обсерваторий типа SOHO, Yohkoh, TRACE, HESSI, CORONAS, а хорошо их дополняет, обеспечивая регистрацию плазмы в диапазоне температур от 10³ до 10⁶ К.

В рамках проекта предполагается разработать методику прогнозирования ранних проявлений солнечной активности на основе регулярных радионаблюдений РАТАН-600 (в режиме online) и создать прогностический центр на базе Санкт-Петербургского филиала САО РАН. В работе центра дополнительно будут использоваться данные БПР и других наземных радиоинструментов (радиогелиографов ССРТ, Нансе и Нобеяма) с привлечением данных спутниковых обсерваторий (SOHO, Yohkoh, TRACE, HESSI, CORONAS). Данные регулярного прогноза будут публиковаться в сети Интернет по адресу http://www.spbf.sao.ru/sun/index.htm.

Литература

1. Tanaka H., Enome S. — Solar Phys., 40, 123–131 (1975).
2. Пустильник Л.А. — Астрономический журнал, 50, 12111 (1973).
3. 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. Lang K.R., Willson R.F., Kile J.N., Lemen J., Strong K.T., Bogod V.M., Gelfreikh G.B., Ryabov B.I., Hafisov S.R., Abramov-Maximov V.E., Tsvetkov S.V. — Astrophys. J., Dec. 10, 1993, 419, 319–417.
5. Kundu M.R., Gaizauskas V., Woodgate B.E., Schmahl E.J., Shine R., Jones H.P. — Astrophys. J. Suppl. Ser., 57, March 1985, 621–630.
6. Bogod V.M., Vatrushin S.M., Abramov-Maximov V.E., Tsvetkov S.V., Dikij V.N. — ASP Conference Series, 1993, 46, p. 306–309.
7. Nindos A., Kundu M.R., White S.M., Shibasaki K., Gopalswamy N. — Astrophys. J. Suppl. Ser., 130, October 2000, 485–499.
8. Gelfreikh G.B. — in: IAU Colloq. 144 «Solar Coronal Structures», eds. V.Rusin, P.Heinzel, J.-C.Vial, 1994, p. 21–28.
9. Ryabov B.I., Pilyeva N.A., Alissandrakis C.E., Shibasaki K., Bogod V.M., Garaimov V.I., Gelfreikh G.B. — Solar Phys., 185, 1999, 157–175.
10. Korol'kov D.V., Parijskij Yu.N. — Sky and Telescope, 57, 1979, 324–329.
11. Hurford G.J., Read R.B., Zirin H. — Solar Phys., 1984, 94, 413.
12. Bogod V.M., Garaimov V.I., Komar N.P., Korzhavin A.N. — ESA SP-448, December 1999, 1253–1258.
13. Gary D.E., Hartl M.D., Shimuzu T. — Astrophys. J., 477, March 10, 1997, 958–968.
14. Железняков В.В. Электромагнитные волны в космической плазме. — М.: Наука, 1977.
15. Akhmedov Sh.B., Gelfreikh G.B., Bogod V.M., Korzhavin A.N. — Solar Phys., 79, 1982, 41–58.