СПОСОБ КРАТКОСРОЧНОГО ПРОГНОЗА МОЩНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК
METHOD OF SHORT-TERM FORECAST OF HIGH-POWER SOLAR FLARES

Изобретение относится к солнечно-земной физике и предназначено для краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек.
Прогноз мощных солнечных вспышек актуален и имеет практическую ценность из-за многочисленных последствий, к которым они могут приводить. Мощные солнечные вспышки характеризуются мощным излучением в широком диапазоне электромагнитных волн, генерацией ускоренных заряженных частиц, формированием ударных волн в межпланетном пространстве. Эти факторы порождают разнообразные возмущения в окружающей среде. Возмущения в магнитосфере и ионосфере Земли, порожденные солнечными вспышками, вызывают многочисленные нарушения работы средств связи, навигации, слежения и оповещения на Земле, могут приводить к возникновению экстремальных ситуаций в больших энергетических системах, ускорению коррозионных процессов в нефте- и газопроводах, а также оказывают влияние на погодообразующие процессы и на здоровье людей. Мощные солнечные вспышки приводят к нарушениям функционирования систем ориентации, связи, ряда приборов на борту космических аппаратов. Поэтому перед конструкторами пилотируемых космических кораблей возникла проблема радиационной защиты экипажа.
Известно устройство предупреждения о солнечной вспышке US 3714431, предназначенное для предупреждения экипажа корабля о предстоящей солнечной вспышке, в результате которой величина интенсивности радиации может достигнуть опасного уровня. Это предупреждение актуально для обеспечения возможности космонавтам своевременно укрыться в защищенных от радиации отсеках космического корабля.
Известен метод краткосрочного предсказания солнечной вспышки, использующий текущую информацию о морфологических и магнитных свойствах активной области с привлечением метода нейронных сетей (см. "Short-Term Solar Flare Prediction Using a Sequential Supervised Learning Method" // Solar Phys. (2009), 255, 91-105. DOI 10.1007 / s 11207-009-9318-9), в котором наряду с измерением максимального градиента магнитного поля, длины нейтральной линии магнитного поля в активных областях солнечных пятен дополнительно используют метод последовательного контролируемого обучения с целью получения эволюционной информации об активных областях и введение ее в модель предсказания солнечных вспышек.
Недостатком указанного метода является то, что прогнозируется общая вспышечная активность Солнца, а не возникновение отдельных мощных событий, приводящих к существенным изменениям в магнитосфере и ионосфере Земли и их следствиям.
Наиболее близким по совокупности существенных признаков и по достигаемому техническому результату (прототипом) является изобретение «Способ краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек» по патенту на изобретение RU 2114449. Согласно этому изобретению способ характеризуется тем, что с пространственным разрешением не хуже 30" регистрируют полное и циркулярно поляризованное микроволновое излучение активной области и определяют вероятность возникновения мощной солнечной вспышки с заблаговременностью одни сутки. По оптическим данным измеряют гелиошироту φ и гелиодолготу λ активной области, ее протяженность l, угол наклона оси группы пятен относительно солнечного экватора Δ, величину и полярность магнитного поля в пятнах и определяют магнитный класс активной области. Используя эти данные, разбивают видимую поверхность Солнца на долготные зоны, для чего вычисляют положения границ зон с известным нормальным, не вспышечно-опасным распределением поляризации в каждой отдельной зоне. По отклонению наблюдаемого распределения поляризации от нормального в той зоне, в которой находится исследуемая активная область, определяют вспышечную опасность активной области. Для лучшего учета эффектов эволюции активной области границы долготных зон рассчитывают ежедневно.
Недостатком прототипа является то, что с помощью способа-прототипа определяется только увеличение вероятности вспышечной опасности активной области и не описано, чем может быть обосновано разделение на мощные и слабые вспышки, в то время как последние составляют большинство, что приводит к ослаблению качества прогноза. Кроме этого, в прототипе заложен в качестве опорной функции ход нормального распределения поляризации активной области, по отклонению от которого и осуществляется прогноз, в то время как количественно это отклонение не определено. В прототипе используется набор данных по 2-м параметрам радиоизлучения. При этом использование прототипа требует применения сложных дорогостоящих радиотелескопов с высоким пространственным разрешением (таких в мире всего 2) и ограничением ежесуточного времени наблюдений до 5 часов.
Задачей, на решение которой направлено заявляемое изобретение, является создание высокодостоверного метода прогнозирования мощных солнечных вспышек с применением широко распространенной аппаратуры и возможностью его применения на базе стандартно используемых приборов при сравнительно простых усовершенствованиях.
Данная задача решается с помощью технического результата, заключающегося в повышении достоверности краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек. Указанный технический результат реализуется с помощью стандартной аппаратуры, возможности непрерывной процедуры прогноза с использованием круглосуточных данных за счет привлечения наблюдений на радиотелескопах, расположенных в различных точках земного шара, и упрощения процедуры прогноза при применении одного параметра и количественного критерия.
S
max
1
min
2
max
1
min
2
s
Способ краткосрочного прогноза мощной солнечной вспышки основан на анализе данных солнечного излучения в период, предшествующий вспышке, и включает следующие операции. В заявляемом способе в течение заданного периода времени измеряют данные потока радиоизлучения от всего Солнца P в виде временной записи длительностью, равной сеансу наблюдений (но не менее 3 часов) за i-й день, где i изменяется от 1 до n, составляя совокупность данных измерений (совокупность сеансов). Запись данных измерений производят ежесекундно. Эта и все последующие операции легко автоматизируются. Далее проводят текущее усреднение данных за i-й день с постоянной усреднения τ~10 мин. Таким образом, в полученной записи присутствуют только долгопериодные (Т≥20 мин) составляющие квазипериодических вариаций потока радиоизлучения. Полученную временную запись дифференцируют и выделяют экстремальные точки со значением производной, равным 0, соответствующие максимуму и минимуму исходной записи данных измерений. Находят последовательные максимумы и минимумы. Организуют ряд разностей последовательных значений потока радиоизлучения в экстремальных точках по всей совокупности данных за i-й день, состоящий из k точек. Абсолютные величины разностей этих значений потока радиоизлучения в экстремальных точках суммируют и делят на число точек экстремумов ΔI=Σ(I(t)-I(t))/k, где I(t) и I(t) - текущие максимальное и минимальное значения потока радиоизлучения, тем самым определяя среднюю амплитуду долгопериодных (с периодом ≥ 20 минут) пульсаций радиоизлучения (ДПР) за i-й день. Эта величина выражается в процентах к общему потоку радиоизлучения Солнца P. Все вышеупомянутые операции проводят за i+1-й и последующие дни наблюдений. Сравнивают среднюю амплитуду ДПР за i-й и за i+1-й день. При превышении приблизительно вдвое средней амплитуды ДПР за i+1-й день по сравнению со средней амплитудой ДПР за i-й, являющейся пороговым значением для предсказания мощной солнечной вспышки, делают вывод о том, что в течение ближайших i+2, i+3 дней произойдет мощная солнечная вспышка. Если на i+2-й день средняя амплитуда по сравнению с i+1-м днем не уменьшится, независимо от того произошла вспышка или нет, то делают вывод, что мощная вспышка произойдет на i+3-й день. Если на i+2-й день средняя амплитуда уменьшится до порогового значения, то делают вывод, что на i+3-й день вспышки не произойдет.
Действенность способа подтверждена по материалам многолетних наблюдений в течение последних циклов солнечной активности.
Для примера рассмотрим записи сеансов наблюдений, полученные в марте-апреле 1980 года на Горной астрономической станции Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (г.Кисловодск) и в январе 2005 года в Радиоастрономической обсерватории «Зименки» (г.Нижний Новгород). Поскольку предлагаемое изобретение в качестве параметра прогноза использует динамическую характеристику изменения средней амплитуды ДПР, важно показать, что такой параметр можно реализовать не только при максимальной (март-апрель 1980 года), но и при минимальной (январь 2005 года) длительности (три часа) сеанса наблюдений.
Для лучшей иллюстрации и понимания количественных характеристик все записи представлены как разность между текущим значением потока и средним значением потока радиоизлучения за сеанс наблюдений, выраженная в процентах к среднему значению потока.
-22
2
Для подтверждения работоспособности заявляемого способа использовались записи наблюдений, проводившихся на радиотелескопе с параболической антенной диаметром 2 м и с супергетеродинным приемником, на входе которого был установлен параметрический усилитель. Применяемый радиотелескоп обладал чувствительностью до 1 сеп (солнечной единицы потока, равной 10 Вт/(мГц)) и стабильностью не хуже 0,5% за 3 часа наблюдений. Регистрировались интенсивность и наклон спектра солнечного радиоизлучения на волне 3 см. Волна радиоизлучения 3 см выбрана из тех соображений, что излучение в данном диапазоне формируется в переходной области солнечной атмосферы, характеризуемой резким изменением физических параметров (температуры и электронной концентрации) в активной области, что отражается на величине изменений интенсивности радиоизлучения. Кроме того, излучение в указанном диапазоне достаточно слабо зависит от изменений параметров среды распространения радиоволн в солнечной и земной атмосферах.
На фиг.1 представлены записи сеансов наблюдений на длине волны 3 см 30.03.1980 и 31.03.1980.
На фиг.2 показаны те же записи, усредненные по 10 минутам.
S
S
Пусть 30.03.1980 - i-й день, средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 0,35% от P и является пороговым значением. Аналогичную процедуру проводим для 31.03.1980 (i+1 дня). За этот день средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 0,7% от P и вдвое превышает пороговое значение. Таким образом, дни 01.04.1980 и 02.04.1980 (i+2 и i+3 дни) являются днями, в которые прогнозируется мощная солнечная вспышка. На i+2-й день (01.04.1980) средняя амплитуда по сравнению с i+1-м днем (31.03.1980) не уменьшилась, но вспышка не произошла, что позволяет сделать вывод, что мощная вспышка произойдет на i+3-й день - 02.04.1980. На i+3-й день (02.04.1980) непосредственно перед вспышкой средняя амплитуда по сравнению с i+2-м днем (01.04.1980) еще увеличилась (см. фиг.3).
S
После произошедшей мощной вспышки 02.04.1980 в сеансе наблюдений 03.04.1980 средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 0,5% от P, что выше порогового значения. Таким образом, можно приступать к новой процедуре прогнозирования при наличии данных.
Суммарно величины и изменения средних амплитуд ДПР за всю процедуру прогнозирования с 30.03.1980 по 03.04.1980 приведены на фиг.4. Там же треугольниками на оси абсцисс отмечены моменты возникновения мощных вспышек, штриховой линией - пороговое значение.
Для примера реализации способа при минимальной длительности сеанса наблюдений рассмотрим записи сеансов, полученные в январе 2005 года на другом радиотелескопе с параболической антенной диаметром 1 м и супергетеродинным приемником (что характеризует универсальность применения предлагаемого изобретения). Использованы данные наблюдений на длине волны 3 см, полученные на радиотелескопе, входящем в Службу Солнца радиоастрономической обсерватории «Зименки», который обладает чувствительностью 3 сеп и стабильностью не хуже 0,5% за 3 часа наблюдений.
В данном примере для иллюстрации отобраны только характерные дни, свидетельствующие о многократности применения предлагаемого способа прогнозирования.
S
S
На фиг.5 представлена запись сеанса наблюдений 12.01.2005, усредненная по 10 минутам. Пусть 12.01.2005 - i-й день, средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 1,4% от P и является пороговым значением (фиг.5). Аналогичную процедуру проводим для 13.01.2005 (i+1 дня). На фиг.6 представлена запись сеанса наблюдений 13.01.2005, усредненная по 10 минутам. За этот день средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 2,8% от P, т.е. вдвое превышает пороговое значение. Таким образом, дни 14.01.2005 и 15.01.2005 (i+2 и i+3 дни) являются днями, в которые прогнозируется мощная солнечная вспышка. На i+3-й день (15.01.2005) произошла мощная вспышка.
S
После произошедшей мощной вспышки 15.01.2005 в сеансе наблюдений 16.01.2005 средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 3,1% от P, что выше порогового значения (на фиг.7 представлена запись сеанса наблюдений 16.01.2005, усредненная по 10 минутам). Таким образом, можно приступать к новой процедуре прогнозирования. Если рассматривать 16.01.2005 как i+1 день, то последующие дни 17.01.2005 и 18.01.2005 (i+2 и i+3 дни) являются днями, в которые прогнозируется мощная солнечная вспышка. На i+2-й день (17.01.2005) произошла мощная вспышка.
S
После произошедшей мощной вспышки 17.01.2005 в сеансе наблюдений 18.01.2005 средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 4,0% от P, что выше порогового значения (см. фиг.8, где представлена запись сеанса наблюдений 18.01.2005, усредненная по 10 минутам). Таким образом, аналогично можно приступать к новой процедуре прогнозирования. Если рассматривать 18.01.2005 как i+1 день, то последующие дни 19.01.2005 и 20.01.2005 (i+2 и i+3 дни) являются днями, в которые прогнозируется мощная солнечная вспышка. На i+2-й день (19.01.2005) произошла мощная вспышка.
s
Для завершения процедуры прогнозирования можно представить запись сеанса наблюдений 24.01.2005 (фиг.9), усредненную по 10 минутам, где средняя амплитуда долгопериодных пульсаций составляет 1,45% от P, т.е. вернулась к пороговому значению.
S
Суммарно величины и изменения средних амплитуд ДПР в процентах к общему потоку радиоизлучения Солнца P за всю процедуру прогнозирования с 12.01.2005 по 24.01.2005 приведены на фиг.10. Там же треугольниками на оси абсцисс отмечены моменты возникновения мощных вспышек, штриховой линией - пороговое значение.