1 / 45

РАДИОГЕЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ДВУХЧАСТОТНЫЙ МЕТОД ПРОГНОЗИРОВАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

РАДИОГЕЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ДВУХЧАСТОТНЫЙ МЕТОД ПРОГНОЗИРОВАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК ПО МИКРОВОЛНОВОМУ ИЗЛУЧЕНИЮ Бакунина И. А., Смольков Г. Я., Снегирев С. Д. ФГНУ Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород Институт солнечно-земной физики СО РАН. NORH, 1.76 см.

kynthia-rose
Télécharger la présentation

РАДИОГЕЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ДВУХЧАСТОТНЫЙ МЕТОД ПРОГНОЗИРОВАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. РАДИОГЕЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ДВУХЧАСТОТНЫЙ МЕТОД ПРОГНОЗИРОВАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК ПО МИКРОВОЛНОВОМУ ИЗЛУЧЕНИЮ Бакунина И. А., Смольков Г. Я., Снегирев С. Д. ФГНУ Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород Институт солнечно-земной физики СО РАН NORH, 1.76 см CCРТ, 5.2 см

  2. Сибирский Солнечный Радиотелескоп, ССРТ Радиогелиограф в Нобеяма, NoRH Крестообразный эквидистантный интерферометр,256 антенн, расположенных вдоль линий E–W & N–S (длина обеих базовых линий622.3 м) Частотный диапазон 5675–5787 МГГц ( = 5.2 см) Угловое разрешение в 2D -режиме: 21, в 1D: 15 Чувствительность: 1500 K 2D -изображения: полный диск– 2 мин, АО– 40 сек и, одновременно, Быстрая 1D - мода: 14 мсек/скан Телескоп непосредственного получения изображений Т - интерферометр, 84 антенны, расположенные вдоль линий 490 м Е– Wи 220 м N – S Рабочие частоты: 17 & 34 ГГЦ Чувствительность:400 K Угловое разрешение: 10 &5 Временное разрешение: 1 s (0.1 s) Телескоп апертурного синтеза

  3. Цель работы: разработка высоко-оправдываемого метода краткосрочного прогноза солнечных вспышек по наблюдениям с высоким пространственным разрешением на современных радиогелиографах (ССРТ и NoRH) на основе выявленных закономерностей вповедении микроволнового излучения активных областей в их спокойной и предвспышечной стадиях развития

  4. Основная идея метода: выделить (и отделить) те изменения в мкв - излучении АО, которые характерны для её спокойной стадии развития – «геометрические» эффекты в изменениях I и V, вызванные изменением положения АО на диске Солнца

  5. Геометрический эффект - 1, вызванный направленностью микроволнового излучения Для циклотронного излучения выражения для оптической толщины гирослоёв (Е.Я. Злотник, 1968): для - отношение тепловой скорости электронов к скорости света - характерный размер изменений магнитного поля 1.76 см 5.2 см Оптическая толщина гироуровней зависит от угла между лучом зрения и направлением вектора магнитного поля и длины волны радиоизлучения: угловой размер провала яркости, связанный с зависимостью оптической толщины от этого угла, должен уменьшаться с увеличением длины волны.

  6. NoRH, 1.76 cm AR 10743 УП AR10898 M2.5(08:13)

  7. Геометрический эффект - 2 - инверсия круговой поляризации (ИКП) 1.Cohen М. Н. II Astrophys. J. 1961. V. 133. Р. 978. 2.ТакакиrаТ. II Publ. Astron. Soc. Japan. 1961. V. 13. P. 312. 3. Железняков В. В., Злотник Е. Я. II Астрон. журн. 1963. Т. 40. С. 633. 4. Петерова Н. Г., Ахмедов Ш. Б. // Астрон. журн. 1973. Т. 50. С. 1220. 5.Gelfreikh G. В., Peterova N. G., Ryabov В. I. // Solar Phys. 1987. V. 108. P. 89. 6. В.П. Максимов, И.А. Бакунина //Астрономический журнал, 1991, Т.68, с.394-403. ВОСТОК ЦМ ЗАПАД S N S N S N

  8. Поляризационный признак критерия Танака-Эноме Распределение одномерной яркости циркулярно-поляризованного излучения в спокойный период существования АО имеет униполярный характер - S- конфигурацию : перед мощными вспышками оно приобретает биполярную структуру - Е- конфигурацию : перед протонной вспышкой - Р- конфигурацию : Критерий ТЭ не учитывает явление смены знака круговой поляризации - распределение поляризации рассматривается безотносительно к положению АО на солнечном диске!

  9. P-конфигурация S - конфигурация 5.2 см E - конфигурация AR_09393 1.76 см Сx - конфигурация

  10. Основные этапы создания метода: • Исследование явления смены знака круговой поляризации, поведения мкв-излучения на длине волны 5.2 см (Максимов В.П., Бакунина И.А., AЖ, 1990-1996 г.г.) • 2. Одночастотный критерий «нормальных долготных зон» (Максимов В.П., Бакунина И.А., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я.// Бюллетень изобретений,1996, • № 21б с.131-134, Патент РФ № 2114449 от 27 июня 1998 г. • Разработка идеологии метода: отделения «геометрических» эффектов • в поведении мкв-излучения от реальных, физических изменений, способных привести к мощным вспышкам; введение понятия «нормального прохождения АО по диску Солнца (Бакунина И.А., Смольков Г.Я., Снегирев С.Д., Изв. Вузов «Радиофизика», 2007) • 4.Двухчастотный критерий «нормальных долготных зон» (Бакунина И.А., дис. на соискание уч.ст. к. ф.-м. наук, 2007)

  11. Микроволновое излучение на волне 5,2 см от малых групп пятен (S<170 м.д.п.), характеризуемых преобладанием магнитного поля какой-либо одной полярности, независимо от широтного положения АО не меняет знака круговой поляризации при прохождении АО по диску Солнца.

  12. Асимметрия явления смены знака круговой поляризации Обнаружена западная асимметрия временной продолжительности Е- конфигурации для АО, не произведших мощных вспышек Смена знака поляризации, в среднем, начинается за 1-2 суток до пересечения ЦМ, а средняя продолжительность явления составляет 4-5 сут. Для АО, в которых произошли вспышки класса М и Х, такого типа регулярная асимметрия не была обнаружена (Всего исследовано 105 АО)

  13. Получены зависимости продолжительности и времени начала ИКП от комбинаций параметров групп пятен, на основании которых могут быть вычислены границы «нормальных зон»: Восточная граница между зоной II и III: (коэф. корреляции 0,68) Западная граница между зоной III и II: - время окончания ИКП - для низкоширотных АО: коэф. корреляции 0,84; для высокоширотных АО: коэф. корреляции 0,57

  14. Одночастотный критерий «нормальных долготных зон» (ССРТ, 5.2 см) Положения границ зон вычисляются индивидуально для каждой АО по полученным эмпирическим формулам с учётом значений параметров , l,  Вспышечно-опасными распределениями поляризации в зонах являются: в зоне I: существование поляризованного компонента микроволнового излучения; в зоне II: E-конфигурация или S-конфигурация с распределениями поляризации, не соответствующими распределению полярностей магнитного поля пятен в АО; в зоне III: S-конфигурация за исключением униполярных областей. P- конфигурация считается вспышечно-опасной во всех долготных зонах. Вверху - нормальное распределение поляризации = «нормальное прохождение» биполярной АО по солнечному диску

  15. Зона I, прилимбовая, всего 329 дней наблюдений Зона II, промежуточная, 658 дней наблюдений Зона III, центральная всего 717 дней наблюдений

  16. Протонные вспышки (101 АО: 2001-2006 г.г., всего 32 вспышки)

  17. Прогностическое правило краткосрочного прогноза согласно одночастотному критерию: 1) Краткосрочный прогноз по поляризационному признаку осуществляется сравнением отклонения распределения поляризации от «нормального» в каждой зоне. Зоны вычисляются индивидуально для каждой АО согласно полученным формулам. 2) Для каждой АО определяются значения потока микроволнового излучения F 3) Вычисляется удельный поток F/S (где S – площадь АО) Если АО находится вдали от границы зоны, то вспышечно-опасному распределению поляризации придается весовой фактор 2 Если наблюдаются резкие скачки в поведении F/S и значение потока на 5.2 см превышает 20 с.е.п., то каждому индикатору приписывается весовой фактор 1. В противном случае весовой фактор принимает значение 0. Если АО находится вблизи границы зоны ( 24 часа от вычисленной границы зоны), вспышечно-опасному распределению поляризации придается весовой фактор 1. Если сумма факторов принимает значение ≥ 3 (в обоих случаях), предполагается, что в последующие 24 часа в АО произойдет солнечная вспышка балла ≥ М 1.0. Эта операция выполняется для каждой АО, затем результаты суммируются для Солнца в целом. 27

  18. Двухчастотный критерий «нормальных долготных зон» 5.2 см 1.76 см

  19. Анализ экзаменационных испытаний для двухчастотного критерия при прогнозировании вспышек балла M1.0 и выше проведён в форме матрицы сопряжённости: S = (R-E)/(T-E), где R – число успешных прогнозов, T – общее число прогнозов, E – ожидаемое число оправдавшихся прогнозов. В случае прогноза «завтра будет то же самое, что было сегодня» (+ вся предыстория не важна, кроме последнего шага): • сумма i-й строки таблицы сопряжённости; - сумма i-го столбца. • S=0 при R=E, S=1 при R=T

  20. Сравнение результатов экзаменационных испытаний по каждому из критериев согласно матрицам сопряжённости (281 день наблюдений)

  21. Протонные вспышки (10 АО: 2001-2006 г.г., всего 15 вспышек) Согласно двухчастотному критерию

  22. AR 10930 (11_12_2006 ПЦМ) SSRT, 5.2 cм MDI/SOHO AR 10930 MDI/SOHO

  23. 05_12_2006 AR 10930 NoRh, 1.76 см SSRT, 5.2 cм C2.4(05:36)C2.2(01:59)C3.8(05:01)C4.2(06:05)C1.5(09:07)C1.2(17:18)C5.8(19:49)C3.7(20:21)C5.4(21:44)C3.6(22:46)C1.5(23:52)M1.8(07:45)X9.0(10:18) Да -да Зона I - -6-й день от ПЦМ Да -да

  24. 06_12_2006 AR 10930 SSRT, 5.2 cм SSRT, 5.2 cм MDI/SOHO

  25. 06_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм C2.4(05:36)C1.0(07:06)C1.5(07:25)C1.7(07:34)C4.8(12:53)C2.5(14:21)C1.7(15:54)C1.4(16:06)C4.4(16:15)C7.4(21:44)C3.1(22:26)C1.7(23:09)M1.1(01:30)M6.0(08:02)M3.5(20:14)X6.5(18:29) SSRT, 5.2 cм Да -да Нет -да Протонное событие типа «Halo», максимум 06.12.2006 (10:35 UT), вспышка Х9.0/2N (10:18 UT) S06E58(-823",-103") Dko S=390м.д.п. Зона II -5-й день от ПЦМ

  26. 07_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм C1.9(00:31)C2.1(03:32)C6.1(04:27)C1.1(10:49)C1.2(14:49)M2.1(18:20) S05E46(-700",-85") Dkc S= 490м.д.п.

  27. 07_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм C1.9(00:31)C2.1(03:32)C6.1(04:27)C1.1(10:49)C1.2(14:49)M2.1(18:20) Нет -да Да -да Зона II - 4-й день от ПЦМ

  28. 08_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм Вспышек нет Да-нет Нет-нет Зона III -3-й день от ПЦМ S06E31(-501",-100") Dki S=430м.д.п.

  29. 09_12_2006 AR 10930 SSRT, 5.2 cм NoRH, 1.76 см Да-нет Да-нет Вспышек нет S05E18(-301",-81") Cko S=0420 Зона III - 2-й день от ПЦМ

  30. 10_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм Вспышек нет Да-нет Да-нет S04E05(-85",-62") Cko S= 380м.д.п. Зона III - 1-й день от ПЦМ

  31. 11_12_2006 AR 10930 ПЦМ SSRT, 5.2 cм NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 см C1.4(00:56)C2.6(05:08)C5.7(07:54) Да-нет Да-нет S05W08(135",-76") Cki S= 0440 Зона III - 0-й день от ПЦМ

  32. 12_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см MDI/SOHO SSRT, 5.2 cм Да-да Вспышек нет Да-да S05W21(349",-75") Dki 0480 Зона III, +1-й день от ПЦМ

  33. 13_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм Да-да Да-да C2.2(14:14)C1.7(18:18)X3.4(02:14) S06W35(558",-91") Dki, S=680м.д.п.

  34. 14_12_2006 AR 10930 NoRH, 1.76 см SSRT, 5.2 cм C1.0(11:56)C1.2(16:36)X1.5(21:07) Да-да S05W47(712",-75") Dki S= 670 Зона III, +3-й день от ПЦМ

  35. 15_12_2006 AR 10930 Нет-нет Вспышек нет Нет-нет Зона IV, +4-й день от ПЦМ S05W61(851",-76") Dkc S=620

  36. 16_12_2006 AR 10930 Нет-нет Нет-нет Вспышек нет Зона II, +5-й день от ПЦМ S06W73(928",-96") Dki S_spots=0550/0620 N_spots=09/13

  37. Поведение удельного потока АО: F/S Наибольшей вспышечной продуктивностью обладают АО, одновременно характеризуемые и большим значением потока, и резкими изменениями в поведении удельного потока. АО с большими значениями потока, но с плавными изменениями удельного потока обладают низкой вспышечной продуктивностью. Таким образом, совместный учет динамики потока микроволнового излучения и площади групп пятен дает дополнительный признак для распознавания предвспышечной ситуации в АО.

  38. Диаграмма зависимости потоков АО (в с.е.п.) от площади пятен (в м.д.п.) на 1.76 см. Три точки в левом верхнем углу принадлежат АО 09415 (790 м.д.п.; 43.6 с.е.п.); АО 10808 (840 м.д.п.; 40.3 с.п.е.); АО 10720 (1540 м.д.п.; 53.9 с.е.п.). Точность измерения потока ~ 1% Диаграмма зависимости потоков АО (в с.е.п.) от площади пятен (в м.д.п.) на 5.2 см. Точность измерения потока ~3 % Диаграмма зависимости потоков 20 вспышечных АО на 5.2 см от потоков на 1.76 см (в с.е.п.). Три точки в правом нижнем углу -потоки АО 09415 (43.6; 42.6, с.е.п.); АО 10808 (40.3; 51.1, с.е.п.); АО 10720(53.9; 94.6, с.п.е.) На короткой длине волны (1.76 см) для 80% вспышечных АО F>=10 с.е.п. Для 10 % АО выполняется условие: F(1.76)/F(5.2) > 1

  39. Правило прогнозирования уровня вспышечной активности выше рентгеновского балла М1.0 согласно двухчастотному критерию «нормальных долготных зон»: 1) Краткосрочный прогноз по поляризационному признаку осуществляется сравнением отклонения распределения поляризации от «нормального» в каждой зоне на обеих частотах. 2) Отслеживаются отклонения изменений максимальных яркостных температур параметров I и V, в зависимости от гелиодолготы от «нормального», который определяется как явлением смены знака круговой поляризации в квазипоперечных магнитных полях короны АО, так и эффектами, связанными с направленностью мкв- излучения. 3) Для каждой АО определяются значения яркостной температуры Tb, степени поляризации  и потока микроволнового излучения F, вычисляется удельный поток F/S (где S – площадь АО). Если АО находится вдали от границы зоны, то вспышечно-опасному распределению поляризации придается весовой фактор 2. Если наблюдаются резкие скачки (меняется знак производной) в поведении F/S и значение потока на 5.2 см превышает 20 с.е.п., а на 1.76 см - 10 с.п.е., то каждому индикатору приписывается весовой фактор 1. В противном случае весовой фактор принимает значение 0. Если АО находится вблизи границы зоны ( 24 часа от вычисленной границы зоны), вспышечно-опасному распределению поляризации придается весовой фактор 1. Если сумма факторов принимает значение ≥ 3 (в обоих случаях), предполагается, что в последующие 24 часа в АО произойдет солнечная вспышка балла ≥ М 1.0. Эта операция выполняется для каждой АО, затем результаты суммируются для Солнца в целом.

  40. Благодарю завнимание !

  41. Исследование поведения полного потока АО ( 168 дней наблюдений) Из 70 вспышек балла >М1.0 50 71% произошли в те дни, когда значение потока превышало 20 с. е. п. В то же время из 104 дней, когда вспышки указанного балла не происходили, только для 29 дней (28%) значение потока превышало 20 с.е. п. Таким образом, зависимость между потоком микроволнового излучения и вспышечной продуктивностью активной области не является простой. Ее можно выразить в следующем виде: Мощные солнечные вспышки могут происходить в активных областях как с большим, так и малым значением потока однако, если вспышка происходит в области с большим значением потока, она, скорее всего, будет мощной.

  42. Интерпретация эффектов, вызванных направленностью микроволнового излучения Для циклотронного излучения выражения для оптической толщины гирослоёв (Е.Я. Злотник, 1968): для - отношение тепловой скорости электронов к скорости света - характерный размер изменений магнитного поля Оптическая толщина гироуровней зависит от угла между лучом зрения и направлением вектора магнитного поля и длины волны радиоизлучения: угловой размер провала яркости, связанный с зависимостью оптической толщины от этого угла, должен уменьшаться с увеличением длины волны.

  43. Исследование поведения полного потока 20 вспышечных АО на двух длинах волн Потоки для 20 вспышечных АО рассчитывались в день ПЦМ согласно формуле: телесный угол одного пикселя в радианах яркостная температура пикселя, яркостная температура спокойного Солнца на данной длине волны, N – количество пикселей радиоисточника в I при аппроксимации АО эллипсом

  44. Известный критерий Танака-Эноме: 1) Критерий был разработан для крупных АО, размеры которых составляют ~ 4’; 2) основывался на наблюдениях с разрешением 1’,1; 3) был рассчитан на прогноз, в основном, протонных вспышек; 4) не был сформулирован как критерий краткосрочного прогноза. Согласно критерию, мощные вспышки с большей вероятностью можно ожидать в тех АО, характеристики которых удовлетворяют следующим условиям: 1. Спектральная плотность потока излучения на волне 3.2 см F(3.2)> 10 с.е.п. 2. Отношение потоков на волнах 3.2 см и 8 см F(3.2)/F(8.0) >0.8

More Related