Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 1, стр. 28-39

1. ВВЕДЕНИЕ

В исследовании солнечных вспышек одним из наиболее важных вопросов является механизм их образования. Существует ряд моделей возникновения вспышек (см., например, книгу [Филиппов, 2007]). Согласно этим моделям, особенности физических параметров солнечной плазмы перед вспышкой должны себя обнаруживать целым рядом проявлений. В числе такого рода признаков вспышечной активности находится заблаговременное (до 5 сут) увеличение яркости микроволнового излучения отдельных деталей структуры квазиспокойных источников, расположенных над активными областями (далее – АО). Такого рода явления были замечены еще при наблюдениях Солнца на БПР (Большой Пулковский pадиотелескоп САО РАН) [Ихсанова, 1971], в дальнейшем одно из них было изучено особенно тщательно, уже по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600 с использованием наблюдений на малых зеркалах во время затмения 1976 г. [Реterova and Korzhavin, 1998]. Оказалось, что предвспышечную активизацию прежде всего “чувствуют” наблюдения на коротких волнах, а именно, на волне ~2 см, и причиной активизации является образование новой активной области в непосредственной близости от старого одиночного пятна.

Прогнозирование вспышечной активности Солнца по наблюдениям на РАТАН-600 регулярно ведется с сентября 2011 г. и публикуется на сайте (http://www.spbf.sao.ru/prognoz/). Метод базируется на известном критерии Танака–Еноме (далее – сокращенно КТ-Е) [Tanaka and Kakinuma, 1964; Tanaka and Énomé, 1975], который представляет собой набор характеристик микроволнового излучения, присущих вспышечно-активной АО. Согласно этому критерию, протонные вспышки могут возникать в АО, у которых: 1) спектральная плотность потока излучения на частоте 9.4 ГГц (F₃) больше 10 солнечных единиц потока (F₃ ≥ 10 с.е.п.), 2) отношение потоков на частотах 9.4 ГГц и 3.75 ГГц (F₈) больше 1 (F₃/F₈ ≥ 1) и 3) структура циркулярно-поляризованного излучения на частоте 9.4 ГГц носит сложный (биполярный или мультиполярный) характер – так называемые Е- и Р-конфигурации. Одним из основных достоинств метода является возможность количественной оценки двух первых параметров, что позволило автоматизировать процесс обработки [Bogod and Tokhchukova, 2003] – к примеру, на известном прогностическом сайте (https:// www.solarmonitor.org) окончательный прогноз составляется вручную.

Метод КТ-Е подвергался неоднократной проверке по наблюдениям на независимых инструментах [Emmoku, 1979; Коробчук и Петерова, 1980; Borisevich et al., 2004; Korzhavin et al., 2006], показавшей его высокую оправдываемость (0.7–0.9). Однако критерий еще не исчерпал своих возможностей и может быть усовершенствован. Перспективы в этом направлении связаны главным образом с использованием более широкого спектрального диапазона и более полным его заполнением, с учетом положения активной области на диске Солнца. Среди исследований в этом направлении особого внимания заслуживают работы [Максимов и др., 1996; Бакунина и др., 2008; Smolkov et al., 2009], в которых предложена оригинальная методика диагностики вспышечно-продуктивных АО – “Двухчастотный критерий нормальных долготных зон”, учитывающая так называемые “геометрические эффекты” смены знака (инверсию) поляризации. Аналогично КТ-Е [Énomé et al., 1969], предложенный метод двухчастотный, но работающий на частотах 17 ГГц и 5.7 ГГц и базирующийся на регулярных наблюдениях радиогелиографа NoRH (Nobeyama Radioheliograph) и радиоинтерферометра ССРТ (Сибирский солнечный радиотелескоп) соответственно. Была также модернизирована поляризационная составляющая КТ-Е. Благодаря более высокому пространственному разрешению используемых наблюдений выявлена тонкая структура циркулярно-поляризованного излучения и исследована ее динамика в зависимости от положения АО на диске Солнца. Оказалось, что при нахождении АО в центральной зоне (долготы ~ ±35° от ЦМ) на обеих волнах “нормальное распределение поляризации” соответствует Е-конфигурации, а с приближением к лимбу преобразуется в S-конфигурацию. Изменение структуры объясняется в рамках известного эффекта инверсии знака поляризации при распространении циклотронного излучения через область поперечного магнитного поля (далее – МП) [Cohen, 1960; Takakura, 1961]. Прогноз вспышечной активности осуществляется путем сопоставления реально наблюдаемого распределения поляризации с “нормальным распределением”, зависящим от долготы АО.

Одновременно, с целью повышения оправдываемости прогнозов, издавна велись поиски и исследовались новые характеристики АО, к примеру, скорость роста потока излучения [Гельфрейх и др., 1989]. В нашем исследовании, на примере АО 12 371 также поставлена задача модификации методов прогнозирования не путем уточнения известных критериев, а введением нового, дополнительного параметра (яркость микроволнового излучения), позволяющего выявлять вспышечно-продуктивные АО.

Прошедший 24-й цикл солнечной активности отличался очень низким уровнем, что, однако, предоставляет дополнительные возможности для исследования мощных событий, особенно их предвсплесковой стадии, обеспечивая изолированность изучаемой АО, к примеру, для наблюдений в радиодиапазоне с недостаточным угловым разрешением (малые зеркала) и высоким одномерным разрешением (РАТАН-600). Здесь мы приводим результаты исследования АО 12 371, наблюдавшейся на фазе спада 24-го цикла солнечной активности (июнь 2015 г.).

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ИХ ОБРАБОТКА

В качестве основного наблюдательного материала использованы регулярные наблюдения радиоизлучения Солнца, взятые из архива данных двух крупнейших инструментов – радиотелескопа РАТАН-600 (http://www.spbf.sao.ru/prognoz/) и радиогелиографа NoRH (https://solar.nro.nao.ac.jp/ norh/archive.html), разнесенных по долготе на ~6 ч времени – момент местного полдня LT = (02:44 ± ± 00:15) UT (NoRH) и (09:15 ± 00:15) UT (РАТАН-600). Обработка выполнялась с применением штатных программ. Сведения (ряд ежедневных значений) о максимальной яркостной температуре микроволнового излучения Солнца Т_B (peak) были получены нами для 2015 г. из приводимых на сайте NoRH изображений полуденных карт. Обработка сканов РАТАН-600 велась по опробованным ранее методикам [Tokhchukova, 2011]. Точность измерения плотности потока излучения на РАТАН-600 зависит от интенсивности источника и составляет (10–30)%. Для отождествления отдельных деталей структуры радиоизображения активных областей использовались наблюдения Солнца в оптическом, ультрафиолетовом (УФ) и рентгеновском (Х-ray) диапазонах, выставляемые в свободном доступе – SDO/(HMI и AIA) (http:// jsoc.stanford.edu/), GOES/(SXI и SXR) (https://satdat.ngdc.noaa.gov/) и др.

Выбор активной области для исследования не был случайным – он определялся из анализа поведения максимальной яркостной температуры Т_B (peak), измеряемой ежедневно по наблюдениям на радиогелиографе NoRH примерно в момент местного полдня (02:44 UT). На рисунке 1 представлен график Т_B (peak) для 2015 г.

Рис. 1.

Мощность X-ray потока в диапазоне вспышек М- и Х-классов (вверху) и значение максимальной яркости радиоизлучения Солнца Т_B (peak) по наблюдениям на NoRH в 2015 г.

Для исследования выбрана АО 12 371, для которой во время наблюдений на NoRH (21.06.2015 г.) произошла вспышка класса М и были зарегистрированы рекордные значения Т_B (peak) – >1 MK (см. рис. 1).

3. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА NOAA 12 371

Активная область NOAA 12 371 принадлежит к разряду быстро развивающихся АО – она существовала только в течение одного оборота Солнца и наблюдалась в период 16.06.2015 г. (восход) – 29.06.2015 г. (заход). Ее широта φ = N13, момент прохождения через ЦМ Солнца ПЦМ = = 21.06.2015 г., морфологический класс – F, магнитный класс – β, максимальная площадь пятен Sp = 1150 м.д.п. (в момент ПЦМ). Величина МП в отдельных пятнах достигала 2.5 КГс. Отличительной особенностью являлась δ-конфигурация МП в хвостовой части АО. Вспышечная активность была высокой – всего за весь период существования отмечено ~30 вспышек, 5 из них класса М (М2.0–М7.9).

Динамика структуры источника микроволнового излучения над АО 12 371 по наблюдениям на РАТАН-600 (сканы) и NoRH (карты) показана на рис. 2. Выбраны моменты квазиспокойного состояния, когда в АО отсутствовали вспышки балла >С4, однако в радиодиапазоне яркость ее излучения была достаточно высокой, в период восхода (18.06.2015 г.) над головным пятном в АО по данным NoRH она достигает 270 КК, т.е. превышает яркость фонового излучения (10 КК) более чем на 1.5 порядка.

Рис. 2.

Динамика АО 12 371 по наблюдениям на РАТАН-600 (09:15 UT) и NoRH (02:44 UT) вблизи момента местного полдня, прослеженная от восхода до захода АО. Здесь же представлена динамика изображений по наблюдениям в оптическом, X-ray (GOES) и УФ-диапазонах (SDO) на момент (09:15 UT). Оси абсцисс на картах в угловых минутах.

Анализ характеристик радиоисточника над АО 12 371 (см. рис. 3), показывает, что все 3 параметра КТ-Е в данном случае оправдываются. Действительно, значение потока излучения Flux (3 cм) > 10 с.е.п. (1 с.е.п. = 10^–22 Вт/(м² Гц)), отношение потоков FIux (3 cм)/FIux (10 cм) > 1. А структура поляризационного изображения характеризуется типом Р или Е, что достаточно хорошо согласуется с “Двухчастотным критерием нормальных долготных зон” [Бакунина и др., 2008; Smolkov et al., 2009]. На рисунке 2 хорошо видно, что вблизи E-лимба наблюдается инверсия знака поляризации над хвостовой частью АО, вследствие чего общая структура изображения приобретает вид S-конфигурации.

Рис. 3.

Характеристики источника микроволнового излучения над АО 12 371 на все дни периода (18–26).06.2015 г. по наблюдениям на РАТАН-600 в момент местного полдня ~09:15 UT. Вверху – спектральная плотность потока излучения (Flux), внизу – структура поляризационного изображения в параметре Стокса V (тип S, E, P). Наблюдения 25.06.2015 г. попали на момент вспышки. Оси абсцисс на графиках в угловых минутах.

4. СОБЫТИЕ 21.06.2015 г.

Согласно данным GOES (см. рис. 4), весь день 21.06.2015 г. был очень активным, в первой половине дня уровень активности определяла АО 12 371, а во второй – находившаяся на заходе АО 12 367. Вспышка класса М в АО 12371 была длительной – более 5 ч. Различные ее стадии наблюдались сначала на NoRH, а затем на РАТАН-600 (периоды отмечены на рис. 4). Мощность рентгеновского излучения в этом событии достигала в максимуме значения М2.6, к моменту наблюдений на РАТАН-600 уровень активности снизился до С1.0.

Рис. 4.

Данные GOES-15, на верхнем рисунке в период всего дня 21.06.2015 г., а на нижнем более подробно – в период наблюдений на РАТАН-600, моменты начала и конца которых показаны вертикальными линиями. На верхнем рисунке показано отождествление отдельных пиков – цифра 1 соответствует АО 12 367, цифра 2 – АО 12 371.

Подробное описание, анализ и сценарий начального этапа события, наблюдавшегося на NoRH, приведены в работе [Lee еt al., 2018]. Авторы разделили этот этап на две фазы: 1) импульсная и 2) всплеск типа Post Burst Increase (PBI). Граница (~01:40 UT) между ними хорошо видна (см. рис. 5), на ней меняется характер спектра: импульсная фаза отличается сильным смещением максимума спектра в сторону коротких волн. В дальнейшем наблюдается увеличение потока с ростом длины волны. Благодаря высокому временнόму разрешению NoRH также видно, что в ходе события происходили очень кратковременные выбросы (типа δ-функции). В конце события на длинных волнах регистрируется целый пакет выбросов, возможно связанных со всплесками в метровом диапазоне волн (типа II и IV).

Рис. 5.

Наблюдения на поляриметре NoRP, взяты из работы [Lee et al., 2018].

Наблюдения на РАТАН-600 пришлись на момент самого конца вспышки М2.6. В этот период удалось выявить интересные особенности динамики характеристик источника микроволнового излучения над АО 12 371 – это депрессия излучения, особенно хорошо проявившая себя в яркости отдельных деталей структуры источника над АО 12 371 (см. рис. 6а). РАТАН-сканы АО 12 371 приведены к одному масштабу, депрессия излучения наиболее заметна в хвостовой части АО на коротких волнах (минимум в 09:15 UT). Обращает на себя внимание необычный вид (см. рис. 6б) профиля РАТАН-сканов, фиксируемый в 09:15 UT, который мы интерпретируем как аппаратурный дефект, возникающий вследствие недостаточности динамического диапазона при резком кратковременном увеличении амплитуды принимаемого сигнала. По положению относительно пятен, эффект приходится на пространство между разнополярными пятнами. Согласно наблюдениям на РАТАН-600 (см. рис. 2), после того, как к 19.06.2015 г. в хвостовой части группы АО 12 371 из большого набора мелких пор, теней и полутеней сформировались достаточно локализованные пятна, все оставшиеся дни в хвостовой части регистрировался источник с преобладанием яркости над пятном N-полярности.

Рис. 6.

Наблюдения АО 12371 в азимутах на РАТАН-600 21.06.2015 г.: (а) – динамика яркости излучения над головным и хвостовыми пятнами АО (кривые H и T соответственно) по наблюдениям на частоте 10 ГГц; (б) – РАТАН-сканы на момент 09:15 UT в R и L-поляризации, наложенные на изображение в белом свете (SDO/HMI); (в) – магнитограмма (слева) и фотогелиограмма (справа) АО 12 371 (SDO/HMI). На фотогелиограмме двумя белыми кривыми показаны характерные линии магнитного поля для системы петель С1 и С2 в модели [Lee et al., 2018] в предвспышечный период. Координаты на графиках (б) и картах (в) даны в угловых секундах.

Анализ магнитного поля АО на момент самой глубокой депрессии (09:15 UT, см. рис. 6) не выявляет никаких особенностей в величине МП – согласно SDO/HMI во всех пятнах оно составляет ~2 КГс, и только в главном пятне достигает значения 2.5 КГс.

Сопоставление с наблюдениями в УФ-диапазоне тоже не выявляет, на первый взгляд, заметных изменений в крупномасштабной структуре излучения (вроде выброса холодного вещества, см. верхний ряд рис. 7 в линии 304 Å, логарифм эффективной температуры образования линии lg T = 4.7). В линии 171 Å отчетливо видна устойчивая аркада петель над искривленной нейтральной линией магнитного поля АО. Динамика этой аркады проявляется в изменении яркости отдельных петель.

Рис. 7.

Динамика структуры изображения АО 12 371 в период максимального значения депрессии микроволнового излучения, зарегистрированной при наблюдениях на РАТАН-600 21.06.2015 г. (08:58–09:33) UT. В эти моменты на всех изображениях отмечено положение максимума магнитного поля (белые круги с вертикальными линиями) для головного пятна (А), хвостовых пятен (В1 и В2), а также положение наиболее яркой точки (Х), выявляемой на NoRH-картах, полученных в период начальной фазы события (01:25–02:40) UT. Координаты на графиках даны в угловых секундах.

В процессе формирования хвостовых пятен наблюдаются разнонаправленные вращательные движения отдельных частей АО. В целом хвостовая часть немного поворачивается против часовой стрелки, растягивая группу. С другой стороны, формирующееся левое пятно (той же полярности, что и головное) вращается по часовой стрелке, деформируя нейтральную линию фотосферного МП, что в конечном итоге, вероятно, и привело к вспышке 21.06.2015 г.

Считается, что всплески связаны со всплытием МП, и с этой точки зрения обращают на себя внимание процессы типа Emerging Flux. Служба эруптивных процессов на Солнце HEK (Heliophysics Events Knowledgebase) (https://www.lmsal.com/isolsearch) отмечает, что в момент времени ~03:00 UT в АО 12 371 наблюдается явление типа EMERGING FLUX. Явления этого типа начали наблюдаться с самого момента восхода АО 12 371, и их количество вплоть до захода АО составляло (3–5) в сутки, с резким увеличением (вдвое) для 21.06.2015 г. Согласно Parker [1977], типичный сценарий явления типа Emerging Flux состоит в том, что “magnetic fields are twisted underneath the photosphere due to flows and rise to form an Ω-loop due to magnetic buoyancy”.

Следует заметить, что выявленное нами резкое искажение профиля РАТАН-сканов было очень кратковременным, его длительность составляет (2–3) с. В то же время скважность наблюдений в УФ, необходимая для сопоставления, составляет в лучшем случае 12 с, что недостаточно для надежного отождествления источника и выяснения причин, вызвавших эти искажения. Их можно уточнить при наличии некоторых предположений с учетом наблюдений, выполненных на NoRH с высоким двумерным разрешением. Согласно Lee et al. [2018], в период начальной фазы события 21.06.2015 г. на NoRH-картах регистрируется источник, вытянутый вдоль нейтральной линии МП с максимумом яркости, достигающей очень больших значений – 87 МК (в момент 01:36 UT). Положение этой точки (см. рис. 8) приходится на область δ-конфигурации МП и сохраняется практически неизменным в течение длительного времени (01:25–02:40) UT. Возможно, и через 6 ч эта область продолжала быть неустойчивой и могла породить выброс, зарегистрированный в наблюдениях на РАТАН-600.

Рис. 8.

Иллюстрация к наблюдениям начальной фазы события 21.06.2015 г. в АО 12 371. Слева – модель коронального МП, взятая из [Lee et al., 2018]. Справа – изолинии NoRH-карт наложены на магнитное поле (SDO/HMI) и УФ-изображения в линии 171 Å (SDO/AIA).

Согласно Lee et al. [2018], магнитное поле АО 12 371 можно представить в виде совокупности из 5 взаимодействующих систем силовых линий (С0, С1, С2, С3 и С4 – см. левый кадр на рис. 8), из которых наиболее вспышечно-опасной является highly sheared-система С1. Она была расположена вдоль нейтральной линии МП и ортогональна по отношению к системе петель С2. Видно, что перед самым началом вспышки (в 01:25 UT) наибольшая яркость на NоRH-картах отмечается в основаниях этой петли, затем положение точки максимальной яркости (Х) смещается к середине этой петли, что позволяет интерпретировать ее как вершину системы С1. Эта точка хорошо ложится на область локальной депрессии изображения АО 12 371 на РАТАН-сканах, таким образом, косвенно уточняя одномерные наблюдения.

Рис. 9.

Модель коронального магнитного поля над нейтральной линией (Н_|| = 0) в активной области и процесса перезамыкания соседних силовых линий как причины возникновения вспышки (из [de Jager and Svestka, 1985]).

5. ДИСКУССИЯ

Для решения поставленной задачи выбор активной области NOAA 12371 был удачным – она оказалась принадлежащей к тому типу групп пятен, которые издавна привлекают внимание исследователей Солнца, прежде всего, своей высокой вспышечной активностью. События класса Х случаются достаточно редко, в 2015 г. их было всего 2 (см. рис. 1), причем одно из них (вспышка 05.05.2015 г.) – из разряда не отождествленных. Трудно ожидать, что прогнозирование единичных событий класса Х в настоящее время возможно с достаточной временнóй точностью. Другое дело, когда иногда они подряд происходят в течение нескольких дней, однако обычно не более 2–4 сут. События класса М гораздо более многочисленны (см. рис. 1) и демонстрируют тенденцию группироваться и существовать в течение нескольких дней (порядка жизни отдельной АО). В такую группу (16–27 июня 2015 г.) попадает и выбранная нами АО 12371, возникшая в период слабой вспышечной активности Солнца (<C7), длившейся c апреля по август 2015 г. В ней не было крупных событий класса Х, однако метод КТ-Е, для выявления которых он предназначен, полностью оправдался. Это позволяет расширить диапазон действия КТ-Е в его классическом виде и распространить его на АО меньшей площади (~300 м.д.п.) для центральной зоны диска. Применимость модифицированного метода КТ-Е [Бакунина и др., 2008] на данных радиотелескопа РАТАН-600 нами не исследовалась.

Что отражает новый параметр Т_B (peak), предлагаемый нами в качестве прогностического? На примере исследования АО 12 371 можно видеть (см. рис. 2), что максимальная температура излучения, как правило, отмечается в главном пятне АО. Особенно она велика 18.06.2015 г. еще до главных вспышек (21.06.2015 г. и 25.06.2015 г.), в период развития АО. Накануне первой из этих вспышек (20.06.2015 г.) наиболее яркой деталью структуры оказывается хвостовая часть АО. Самой яркой она остается и во время вспышки (см. рис. 8), только к концу микроволнового всплеска такой же яркости достигает и деталь над главным пятном. Случай АО 12371 показывает, что если бы “синоптик” из Службы Космической Погоды (Space Weather Prediction Center (https://www.swpc. noaa.gov/)), увидев яркую АО на самом ее восходе, дал бы положительный прогноз на весь период до ее захода, то этот прогноз оправдался бы.

На основе наблюдений за весь 2015 г. (см. рис. 1) можно сделать оценку величины параметра Т_B (peak), характерную для АО, способных производить события класса М, предварительно она составляет ~0.3 МK. Статистически значимую оценку можно надеяться получить, если использовать в большем объеме архив наблюдений на NoRH (архив ведется c 1992 г.). Возможно развитие работы в таком же направлении и по наблюдениям на РАТАН-600 с расширением диапазона частот в сторону миллиметровых волн.

Для интерпретации результатов наблюдений события 21.06.2015 г. в АО 12371, выполненных на радиогелиографе NoRH и радиотелескопе РАТАН-600, вполне подходящей оказалась одна из наиболее ранних работ, посвященных вспышечно-продуктивным АО, а именно [de Jager and Svestka, 1985], в которой собран весь имевшийся на тот момент материал наблюдений события 21.05.1980 г. и дана модель аркады петель над нейтральной линией МП, объясняющая особенности динамики структуры в процессе вспышки.

Согласно этой модели, если предвспышечная нейтральная линия искривлена и расширяется вверх, может произойти перезамыкание (kink) между соседними петлями, в результате которого, кроме нижней системы петель, образуется еще и верхняя. Такая модель хорошо согласуется с наблюдениями АО 12 371 на микроволнах и в УФ-диапазоне (см. рис. 8) – изначально компактный источник над нейтральной линией постепенно расширяется.

Работа [de Jager and Svestka, 1985] выполнена еще во времена доспутниковой астрономии. Используя современные возможности (SDO, NoRH), авторы [Lee et al., 2018] уже показывают, как реально выглядит аркада петель над нейтральной линией МП (в АО 12371) и могут определить место, где находится “kink” – источник первичного выделения энергии в период начальной фазы вспышки 21.06.2015 г. Оно соответствует области наибольшего градиента МП (δ-конфигурация) и излому нейтральной линии (см. рис. 7). Радиотелескоп РАТАН-600, благодаря высокому спектральному разрешению (~1%) и высокой чувствительности поляризационных наблюдений, дает возможность оценить, на какой высоте над уровнем фотосферы находилась область, которая высветилась в результате кратковременного пролета ускоренных электронов (09:15:19 UT). Вид РАТАН-сканов АО 12371 на этот момент (см. рис. 6) показывает, что наибольший эффект регистрируется в R-поляризации излучения, которая соответствует необыкновенной (е-) моде для МП основного пятна В1 с N-полярностью в хвостовой части АО. Кроме того, видно, что эффект максимален в диапазоне (6–7) ГГц. В рамках теории циклотронного излучения и модели МП солнечных пятен можно сделать вывод, что толщина слоя, в котором пролетел пучок ускоренных электронов, составляет ~3 тыс. км. Считается, что циклотронное излучение генерируется достаточно низко над уровнем фотосферы в переходной области хромосфера–корона (2–15 тыс. км), и наиболее достоверные оценки абсолютного значения высоты можно получить только во время солнечных затмений или на основе модельного МП.

В целом, активную область 12371 можно причислить к разряду вспышечно-продуктивных и сформулировать перечень характеристик для АО такого типа:

1. Динамичность развития площади пятен до значения >300 м.д.п.

2. Сложность МП, искривленная нейтральная линия, иногда наличие δ-конфигурации.

3. Явления типа Emerging Flux.

4. Повышенная яркость микроволнового излучения (>0.3 МК) на частоте ~15 ГГц.

5. Особенности микроволнового спектра и структуры поляризационного изображения.

В настоящее время оправдываемость прогноза вспышечной активности Солнца составляет (70–75)%. В работе [Bogod et al., 2018] исследуется точность прогнозирования (Accuracy – ACC) на основе метода КТ-Е, если менять его входные параметры. Анализ прогнозирования таким методом с использованием РАТАН-наблюдений показал [Курочкин и др., 2020], что точность меняется от 50% до 80%, и это верно по отношению как к положительном прогнозу “вспышка будет”, так и отрицательному. Индекс же True skill statistics (TSS) имеет смысл разности оценок вероятностей прогнозов верного (POD – Probability of Detection) события и ложного (POFD – Probability of False Detection) события соответственно. Он является более подходящим для редких событий типа вспышек. Уменьшать вероятность ложного прогнозирования, связанную как с инструментальными особенностями приемной аппаратуры, так и с особенностями обработки больших массивов данных, можно с помощью автоматизированных средств обработки.

Вряд ли в ближайшее время станет возможным предсказывать точный момент единичной вспышки, даже самой мощной. Сейчас, однако, уже имеется достаточно оснований для выявления вспышечно-продуктивных АО [Bogod and Tokhchukova, 2002], но только потенциальной возможности возникновения эруптивных событий. Здесь у микроволнового диапазона есть ценные преимущества, одно из которых – опережающее развитие АО в радиодиапазоне (например, рост радиопотока начинается раньше роста площади пятен [Гельфрейх и др., 1970]), и более высокая контрастность эруптивных событий в нем, по сравнению с проявлением в других частотных диапазонах (см., например, [Nakariakov et al., 2018]). Полученные нами результаты исследования АО 12 371 могут быть полезны для модернизации существующих методов и разработки многопараметрического алгоритма прогнозирования.

6. РЕЗУЛЬТАТЫ

С целью изучения и поиска новых параметров, имеющих прогностическое значение, проанализированы наблюдения вспышечно-продуктивной АО NOAA 12 371, породившей множественные эруптивные события, и получены следующие характеристики излучения этой активной области:

1. Квазиспокойный источник микроволнового излучения Солнца над АО в коротковолновом диапазоне (~2 см) обладает повышенной яркостью 270 КК с опережением на (2–3) дня крупных вспышек (класса М). Иными словами, предлагается новый количественный параметр, позволяющий увеличить долгосрочность прогноза до 7–10 сут.

2. Весь период существования АО на диске Солнца регистрируются эруптивные явления типа Emerging Flux, согласно Parker [1977], являющиеся наиболее прямым следствием подфотосферных динамических процессов, которые проявляются в структуре и напряженности магнитного поля АО, из которого и черпается энергия солнечной вспышки.

3. Оправдываются все 3 параметра классического КТ-Е: значение потока излучения FIux(3 cм) > > 10 с.е.п, отношение потоков FIux (3 cм)/FIux (10 cм) > 1. А структура поляризационного изображения при нахождении АО вблизи ПЦМ характеризуется типом Р или Е, что не противоречит и модифицированному критерию Танака–Эноме [Бакунина и др., 2008].

4. Указано, что выявление вспышечно-продуктивных АО обеспечивает только потенциальную возможность вспышки, без точного указания момента, когда она произойдет. Необходимо дальнейшее развитие методов прогнозирования.