КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2004, том 42, № 6, с. 585-594
УДК 523.98
КРИТЕРИЙ ТАНАКИ-ЭНОМЕ И АКТИВНОСТЬ СОЛНЦА В ОКТЯБРЕ-НОЯБРЕ 2003 г. ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА БОЛЬШОМ ПУЛКОВСКОМ РАДИОТЕЛЕСКОПЕ
© 2004 г. Т. П. Борисевич1, Г. Н. Ильин2, А. Н. Коржавин2, Н. Г. Петерова2, Н. А. Топчило3, А. А. Шпитальная1
1Главная астрофизическая обсерватория РАН, г. Пулково 2Санкт-Петербургский филиал астрономической обсерватории РАН 3Санкт-Петербургский государственный университет Поступила в редакцию 28.04.2004 г.
Приведены результаты спектрально-поляризационных наблюдений двух крупных групп пятен КОДА 0484 и КОДА 0486 + 0488, определяющих высокую активность Солнца в октябре-ноябре 2003 г. Наблюдения выполнены в помощью Большого Пулковского Радиотелескопа (БПР) в диапазоне (2.7-20) см, одномерная (Е-^) разрешающая способность наблюдений соответственно составляла (1-6) угл. мин. Измерены основные характеристики радиоизлучения короны над этими активными областями, позволяющие судить об их динамике в течение всего периода нахождения на диске Солнца со скважностью в 1 сутки. Приводится анализ полученных результатов с точки зрения известного критерия Та-наки-Эноме [1-2], на основе которого можно предсказывать мощные вспышки по характеристикам радиоизлучения активной области в квазиспокойном состоянии. На примере активности в октябре-ноябре 2003 г. демонстрируются возможности нового метода оценки уровня солнечной активности, разработанного на основе многолетних наблюдений Солнца на БПР [3].
ВВЕДЕНИЕ
Необычайно высокая активность Солнца в октябре-ноябре 2003 г. на ветви спада 23-го цикла обратила на себя внимание многих исследователей и потребовала специального изучения с использованием всех выполненных в то время наблюдений. Большой Пулковский Радиотелескоп (БПР), работающий в режиме службы радиоизлучения Солнца (количество наблюдений в 2003 г. -362 дня), может предоставить для программы этих исследований ежедневную информацию о состоянии солнечной активности на момент вблизи местного полдня (~10 иТ). Согласно современной классификации, БПР относится к инструментам, обладающим умеренным одномерным (Е-^) пространственным разрешением - его величина сравнима с размерами типичной активной области на Солнце (2-4) угл. мин. Это позволяет измерять интегральные (усредненные по всем деталям структуры) характеристики радиоизлучения короны над активными областями (АО). Спектральное и временное разрешение БПР достаточно для постановки таких задач, как исследование общего характера спектра локальных источников (л.и.) ^-компоненты радиоизлучения Солнца в диапазоне (2.7-20) см по наблюдениям в 5-ти фиксированных точках этого диапазона и медленных изменений спектра день ото дня.
Наблюдения радиоизлучения Солнца с помощью БПР регулярно ведутся с 1963 г., на их основе выполнены статистические исследования (число
случаев >100), позволившие выявить ряд закономерностей и установить значение среднестатистических параметров радиоизлучения л. и. [4]. Это дает возможность путем сопоставления с результатами статистики судить с достаточной точностью об особенностях той или иной АО, в частности, степени нагрева корональной плазмы в атмосфере Солнца над АО. Такая оценка не утратила своего значения и в настоящее время, поскольку статистика л. и. на основе наблюдений с большим разрешением (к примеру, на РАТАН-600 и Сибирском Солнечном Радиотелескопе (ССРТ)) с учетом тонкой структуры источника радиоизлучения над АО, пока практически отсутствует. Кроме того, обработка наблюдений на БПР менее трудоемка, и это немаловажное преимущество, если необходима оперативная информация. Все это объясняет, почему наблюдения и исследования Солнца с помощью БПР продолжаются до сих пор.
Одной из традиционных тематик исследований на БПР является поиск признаков вспышечно опасных АО, особенно обладающих мощным корпускулярным излучением. БПР оказался идеальным инструментом для исследований с помощью критерия Танаки-Эноме [1-2]. Эта методика была опробована на наблюдениях на БПР и показала хорошую оправдываемость критерия [5-6]. Приводимый ниже анализ наблюдений КОДА 0484 и КОДА 0486 + 0488 подтверждает этот вывод, сделанный ранее.
50Я0/МБ1
23.Х.2003 г. МОЛЛ 0486 + 0488
МОЛЛ 0484
О»
0488
138
138
14М
/ ■ 12М
№
* *
0486
128
-14К
138
13М
16М
168
I"
"0
Рис. 1. Фотогелиограмма и магнитограмма активных областей МОЛЛ 0484 и МОЛЛ 0486 + 0488 с указанием знака и величины максимальной напряженности магнитного поля в отдельных пятнах (в сотнях Гс).
АКТИВНОСТЬ СОЛНЦА В ОКТЯБРЕ-НОЯБРЕ 2003 г.
В период с 17.Х. по 3.Х1.2003 г. по диску Солнца одна за другой прошли две АО - МОЛЛ 0484 и МОЛЛ 0486 + 0488, которые следует отнести к крупнейшим в 23-м цикле солнечной активности. Известно, что самые большие АО рождаются как правило на ветви спада цикла. В данном случае необычно только то, что почти одновременно возникли сразу две таких АО. В максимуме развития площадь (£р) каждой из этих групп пятен достигала 2000 м. д. п. (1 м. д. п. = 10-6^0, где £0 -площадь полусферы Солнца).
Примечательной особенностью МОЛЛ 0484 была морфология на уровне фотосферы - она относилась к классу Б, обладая большой площадью, что не характерно для групп пятен этого класса. Выглядела она как огромное пятно (см. рис. 1), в общую полутень которого были вкраплены отдельные ядра противоположной магнитной полярности (магнитный класс - БвБ).
Морфология (класс Б) и величина площади МОЛЛ 0486 лучше соответствовали друг другу. В случае этой АО в качестве особенности можно отметить редко встречаемое преобладание более развитой хвостовой части группы пятен, имевшей сложную мультиполярную структуру магнитного поля.
Обе АО отличались высокой активностью, проявлявшейся в виде вспышек и событий типа коронального выброса масс (КВМ) (см. ниже гистограмму на рис. 8). Всего за период наблюдений в них было зарегистрировано 208 вспышек, в том числе 6 вспышек балла (2-4) В и 7 событий КВМ.
РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ НА БПР
Условия наблюдений на БПР были наиболее благоприятными для изучения МОЛЛ 0484. Она была хорошо изолирована от других АО и морфологически очень компактна. Поэтому следует ожидать, что при исследовании с разрешением даже большим, чем на БПР, удастся получить только усредненные параметры области излучения, в частности, значение яркостной температуры.
Рис. 2. Образец наблюдательного материала, получаемого на БПР ежедневно в ~10 ИТ (здесь 26.Х.03), в каналах интенсивности (параметр Стокса I - вверху) и поляризации (V - внизу).
-911'
730''
Исследование МОЛЛ 0486 на БПР удалось провести только в период (22-26).Х. Начиная с 27.Х и до захода, эта АО наблюдается в сумме с родившейся на диске и быстро развивающейся МОЛЛ
0488, площадь которой уже 30.Х стала сравнима с площадью МОЛЛ 0486. По наблюдениям на БПР результаты измерения плотности потока излучения приводятся как суммарные для этих двух АО.
Р 100
у
л з
а.
м п.
£ «
В"10
ь т с о н т о л П
КОДА 0484
16 18 20 22 24 26 28 30 17 19 21 23 25 27 29 31 Октябрь 2003 г.
1500 1000 500 0
КОДА 0486 + 0488
Восход _11*4 I I I
' 0486
0486 + 0488
-ш- 2.7 см
-•- 3.2
д 4.5
6.2
О 20
-*-
10.7
и_I_I_I_I_I_I_I
Заход I "
5000 о? 4000 О,.
3000 1 « 2000 адм.
1000 | 0 Пло
21 23 25 27 29 31 2 4 6 22 24 26 28 30 1 3 5 7 Октябрь-ноябрь 2003 г.
Рис. 3. Эволюция плотности потока излучения л. и. и площади пятен активных областей КОДА 0484 и КОДА 0486 + + 0488. ЦМП - момент прохождения АО через центральный солнечный меридиан.
КОДА 0484
КОДА 0486 + 0488
"В,осход 0486
0486+ 0488
Заход
_|_I_I_I_I_I_I_|_
16 18 20 22 24 26 28 30 21 23 25 27 29 31 2 4 6 17 19 21 23 25 27 29 31 22 24 26 28 30 1 3 5 Октябрь 2003 г. Октябрь-ноябрь 2003 г.
Рис. 4. Динамика излучательной способности ^/Бр л. и. КОДА 0484 и КОДА 0486 + 0488 на волне 4.5 см.
Образец наблюдательного материала, ежедневно получаемого на БПР при наблюдениях Солнца, представлен на рис. 2. Обработка БПР-сканов производилась с использованием методики [7-8].
Точность измерений была оценена путем сопоставления с результатами независимых измерений на РАТАН-600 по наблюдениям за 27.Х (см. ниже рис. 6). Они совпали с точностью до 5%.
«
и н
е
ч у
л
а к о т о п ь т с о н т о л П
100 50
в' 20 е.
« 10 5
КОДА 0484
ЦМП - 24.Х РепйеЮп (Сапаёа) 10.7 см
4 6 810
я 17.Х 200
т 18
А 19
-V- 20 100
О 22
—4- 23
24 25 50
-*- 26
— 27
— 28
-О- 29 20
30
КОДА 0486 + 488 ЦМП - 28.Х
20 30 2
Длина волны, см
20 30
Рис. 5. Эволюция спектра плотности потока радиоизлучения КОДА 0484 и КОДА 0486 + 0488 по наблюдениям на БПР и станции Репййоп (Канада).
2
2
На рис. 3 представлена эволюция плотности потока излучения (F ) л. и. обеих АО вместе с эволюцией площади групп пятен (Sp). Анализ этих кривых показал, что наблюдения 23.X попали на момент очень сильного и длительного всплеска в NOAA 0486, в максимуме которого за час до наблюдений на БПР величина потока на микроволнах достигала громадных величин ~104 с. е. п. (1 с. е. п. = 10-22 Вт/(м2 Гц). В остальные дни фиксируется радиоизлучение л. и. в квазиспокойном состоянии, которое можно характеризовать как стабильное, ибо флуктуации F день ото дня не превышают точности относительных измерений на БПР, составляющей для мощных АО (10-20)%.
Характер зависимости F от времени демонстрирует хорошо известную корреляцию с площадью пятен Sp. Полезным параметром области излучения является излучательная способность, понимаемая как отношение F i/Sp и дающая представление об оценочном значении верхнего предела яркостной температуры излучения 7bmax(^). На рис. 4 представлена величина этого параметра по наблюдениям на волне 4.5 см, где также указано среднестатистическое значение для АО морфологического класса D, E, F [9]. Этому значению соответствует Tbmax = 1.6 МК. Из рис. 4 видно, что излучательная способность и следовательно яр-костная температура радиоизлучения обеих АО значительно превышала среднестатистическое значение этой величины.
На рис. 5 результаты наблюдений плотности потока представлены в виде спектра. Недостающие данные на волне ~10 см были вне
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.