Статья: Солнечные факторы, определяющие состояние космической погоды, и задачи их прогнозирования
планируемые полеты на Луну и Марс.
Во-вторых, это возможность потери дорогостоящих спутников уже при их запуске и маневрах на орбите в условиях мощных солнечных вспышек.
В зависимости от назначения прогнозы по заблаговременности разделяются на несколько классов. Например, при полетах на больших высотах экипаж самолета и его пассажиры подвергаются радиационному облучению. Во время очень мощной солнечной вспышки доза облучения может представлять смертельную опасность. Организация прогноза и действия наземного персонала и экипажа при таких полетах могут быть представлены следующим образом [24].
Краткосрочный прогноз (заблаговременность 1 - 3 дня) опасных уровней излучения на высотах и маршрутах, используемых коммерческими авиалиниями, которые могут представлять угрозу для экипажа, пассажиров и бортовой электронной аппаратуры. На основе мониторинга солнечной активности предсказывается вероятность эруптивного события с энергичными частицами. Производится оценка степени риска и выбор экипажа в зависимости от полученной ранее дозы облучения.
Предупреждение (заблаговременность 0 - 24 часа) о наблюдении вспышек и выбросов корональной массы. Переоценивается вероятность события с энергичными частицами. Прогнозируется доза радиации. Руководитель полетов принимает меры по минимизации опасности выхода из строя электроники.
Диагностика осуществляется в реальном масштабе времени с целью идентификации события с энергичными частицами на Земле и на борту самолета и предусматривает непрерывный мониторинг развития события. С запаздыванием в несколько часов вычисляется доза радиации. Принимаются меры по снижению высоты полета, изменению курса или посадке.
Анализ произошедших событий. Определяются параметры события (энергетический спектр, поток, длительность, локализация). Проводятся расчеты полученной дозы радиации для реальных высот и маршрутов полета, исследуются аномалии в работе оборудования.
В активной области с момента ее рождения и до распада происходят непрерывные изменения структуры магнитных полей, которые включают всплытие магнитных полей из-под фотосферы, погружение части полей под фотосферу, различного рода движения холмов магнитного поля. Эти изменения находят свое отражение в изменениях площадей пятен и факелов, изменениях тонкой структуры хромосферы, повышении яркости отдельных структурных элементов, появлении и активизации темных волокон и систем арочных волокон и т.п. В одних случаях изменения структуры и динамики магнитных полей приводят к запасанию энергии и последующему ее взрывному выделению в виде солнечной вспышки, а в других - нет. Для распознавания вспышечной стадии развития активной области предложены многочисленные признаки предвспышечной ситуации. В алгоритмах прогноза, как правило, от нескольких признаков до нескольких десятков признаков. Важное место среди них занимают площадь группы пятен и ее магнитный класс, напряженность магнитных полей пятен, величина градиентов магнитного поля, всплытие новых магнитных полей и собственные движения пятен и пор, форма линии раздела полярностей продольного магнитного поля. Однако задача определения необходимых и достаточных признаков для распознавания предвспышечной ситуации до сих пор остается нерешенной: реализация одной и той же комбинации признаков в одних случаях действительно заканчивается вспышкой, в других случаях вспышка не происходит. С одной стороны, это объясняется тем, что используемые признаки получены эмпирическим путем, а не следуют из теоретических предпосылок, так как законченной теории солнечных вспышек до сих пор не существует. С другой стороны, подавляющее большинство используемых в прогнозах признаков получено из наблюдений на фотосферном и хромосферном уровнях, в то время как процессы накопления и первичного высвобождения энергии происходят в короне активной области.
Появление крупных радиотелескопов, обладающих высоким пространственным и временным разрешением, привело к попыткам разработки алгоритмов прогноза солнечных вспышек по данным микроволнового излучения, которое несет информацию об изменениях магнитного поля и параметров плазмы в короне активной области. Одним из преимуществ этих алгоритмов является возможность прогноза вспышек за 1 - 2 дня до выхода активной области из-за восточного лимба и за 1- 2 дня после ее захода за западный лимб.
Оправдываемость прогнозов до сих пор во многом определяется искусством прогнозиста. Для краткосрочных прогнозов она составляет 70 - 80 %, а для предупреждений может доходить до 90 %.
Если в прогнозе солнечных вспышек ведется интенсивная работа большими коллективами исследователей, то прогноз эруптивных протуберанцев все еще остается без должного внимания. Основным, если не единственным, используемым критерием остается анализ лучевых скоростей. Однако это явление наблюдается всего за несколько минут до эрупции волокна.
В то же время следует указать на принципиальную возможность прогноза появления и разрушения протуберанцев по динамике магнитных полей. Темные волокна (протуберанцы в проекции на солнечный диск) появляются над линией раздела полярностей (ЛРП) фотосферного магнитного поля, и само существование таких линий считается первым необходимым условием для возникновения волокна. Одной из характеристик ЛРП является градиент продольного магнитного поля в ее ближайшей окрестности. Так как сама ЛРП, лежащее над ней волокно, возникающие по обе стороны этой линии ленты вспышки являются протяженными образованиями, то для описания ситуации на ЛРП недостаточно измерений градиента в месте его максимального значения, а необходимо строить распределение градиента магнитного поля вдоль всей длины ЛРП. В работах [25 - 27] показано, что для появления волокна в активной области необходим сдвиг распределения градиента магнитного поля в сторону низких значений и существование на ЛРП достаточно протяженных участков, однородных по магнитному полю, на которых значения градиента не превышают некоторого предельного значения. Возрастание градиента магнитного поля на участках ЛРП с существующим волокном приводит к активизации и разрушению волокна.
Некоторые задачи в проблеме прогноза солнечных факторов:
1. Исследования связи между геоэффективностью корональных дыр, и солнечными вспышками и эруптивными протуберанцами в их окрестности.
2. Исследование связи между солнечными вспышками, эруптивными протуберанцами и выбросами корональной массы.
3. Разработка и практическое использование методов краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек по данным радиоизлучения с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением.
4. Разработка методов прогноза эруптивных протуберанцев.
Список литературы
1. National Space Weather Program. Strategic Plan. Office of Federal Coordinator for Meteorological Services and Supporting Research FCM-P30-1995. Washington DC. August 1995.
2. Rationale for a European Space Weather Programme. ESA Space Weather Study (ESWS). FMI-RP-0002. March 30, 2001.
3. Смит Г., Смит Э. Солнечные вспышки. М.: Мир. 1966.
4. Брей Р., Лоухед Р. Солнечные пятна. М.: Мир. 1967.
5. Акасофу С.И., Чепмен С. Солнечно-земная физика. Часть 2. М.: Мир. 1975.
6. Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер. М.: Мир. 1976.
7. Bravo S., Cruz-Abeyro J.A.L., Rojas D. The spatial relationship between active regions and coronal holes and the occurence of intense geomagnetic storms throughout the solar activity cycle // Ann. Geophys. 1997. V. 16. P. 49.
8. McAlister A.H., Knipp D.J. Identification of solar drivers: The November 3 - - 4, 1993 geomagnetic storm // J. Geophys. Res. 1998. V. 221. P. 10326.
9. Webb D.F., McIntosh P.S., Nolte J.T., Solodyna C.V. Evidence linking coronal transients to the evolution of coronal holes // Solar Phys. 1978. V. 58. P. 389.
10. Chertok I.M., Mogilevsky E.I., Obridko V.N., et al. Solar disappearing filament inside a coronal hole and associ ated large-scale activity // Astrophys. J. 2001 (in press).
11. Gosling J.T. The solar flare myth // J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 18937.
12. Hundhausen A.J. Sizes and locations of coronal mass ejections - SMM observations from 1980 and 1984 - - 1989 // J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 13177.