Солнечная активность

Ранее мы уже говорили о том, что понимание природы солнечной активности зависит прежде всего от накопления как можно более полного однородного материала о всех изменениях, которые происходят в атмосфере Солнца. Решение этой задачи не под силу одной обсерватории даже в отношении таких медленно меняющихся образований, как группы солнечных пятен или факельные площадки. Действительно, ведь при самом удачном (в смысле климатических условий) расположении обсерватории нельзя ожидать, что каждый день над ней будет безоблачное небо. А если говорить о кратковременных явлениях, например, о солнечных вспышках, то при ясной погоде никаким чудом нельзя в одном месте наблюдать Солнце 24 часа в сутки. Значит, нужно объединение усилий многих обсерваторий, а для некоторых задач — даже обсерваторий многих стран.
Но не всякие наблюдения пригодны для получения однородных данных. Для этой цели необходимо наблюдать на одинаковых или хотя бы однотипных инструментах, применять при этом одинаковые методы наблюдений и обработки полученного материала. Именно такие цели и преследует организация службы Солнца. Она призвана обеспечить регулярные наблюдения всех слоев солнечной атмосферы по стандартным программам.

Самой лучшей наградой за проникновение в сущность изучаемого явления природы служит умение предсказать его. Но такое случается крайне редко. Сложность явлений природы чаще всего не позволяет нам добраться до их сути, хотя порой нам и кажется, что мы уже «схватили» ее. Достаточно вспомнить хотя бы о прогнозах погоды, чтобы убедиться в этом. Ведь численные их методы покоятся на прочной теоретической основе. И тем не менее имеются какие-то порой даже неуловимые «подводные камни», которые мешают достижению ожидаемого успеха.

Как уже было сказано, краткосрочные прогнозы индексов солнечной активности пока больше существуют в мечтах, чем в реальности. Поэтому отложим разговор о них до грядущих, более счастливых времен. А теперь займемся краткосрочными прогнозами отдельных явлений солнечной активности. Как правило, они сводятся к прогнозам солнечных вспышек, причем чаще всего сильных или даже протонных, и связанных с ними других явлений. Обычно такие прогнозы даются для уже существующих активных областей и рассматривается вопрос, в состоянии ли они породить вспышку того или иного балла (или конкретно протонную вспышку) и когда эта вспышка произойдет. Первоначально такие прогнозы с заблаговременностыо от одних до трех суток базировались только на наборе целого ряда признаков, определяемых из наблюдений службы Солнца, в частности, конфигурации магнитного поля в исследуемой активной области и ее изменения со временем, предшествующей эволюции флоккула и группы пятен в этой области, предшествующей вспышечной активности, характеристиках радиоизлучения Солнца на различных длинах волн, активизации волокон. В этом смысле прогнозы были в какой-то степени субъективными и качество их сильно зависело от опыта прогнозиста как наблюдателя Солнца. Тем не менее оправдывались эти прогнозы вполне удовлетворительно: в среднем на 70—75%. В последние годы все больше проявляется стремление «объективизировать» краткосрочное предсказание вспышек и увеличить его заблаговременность. Уже сейчас благодаря применению новейших методов математической статистики наметился прогресс в этом трудном деле. В результате уровень оправдывания прогнозов солнечных вспышек существенно повысился. Кроме того, поэтапное их приложение к различным явлениям солнечной активности, с которыми связано появление вспышек, дало возможность добиться успехов и в увеличении заблаговременное™ таких прогнозов. К сожалению, пока невозможно заблаговременно предсказать появление новой активной области. Единственный способ для этого предоставляют наблюдения в радиодиапазоне, которые позволяют обнаружить ее за одни-двое суток до того, как ее увидят в видимой области спектра.

Гораздо хуже дело обстоит с прогнозами средней срочности. Здесь тоже применяются линейные уравнен ния, связывающие прогнозируемую величину с одним или несколькими соответствующими значениями за предшествующие кварталы или месяцы. В лучшем случае такие прогнозы оказываются успешными с заблаговременностыо от нескольких дней до полутора месяцев. Но средняя их ошибка гораздо больше, чем в случае предвычисления среднегодичных чисел Вольфа и достигает 25—27%. Зато их можно делать не только для индексов солнечных пятен, но и для плотности потока радиоизлучения Солнца в сантиметровом диапазоне длин волн. Самая большая преграда для успешных прогнозов средней срочности — это сильные флуктуации солнечной активности. Их удается предугадать только в тех случаях, когда они устойчиво появляются в определенные годы ветви роста и особенно ветви спада 11-летнего цикла. Но это малое утешение. В последнее время выяснилось, что немалую помощь в повышении точности таких прогнозов может оказать переход от земных (месяц, квартал) к солнечным (кэррингтоновский оборот Солнца и интервалы, кратные ему) интервалам усреднения индексов солнечной активности. Это уменьшает среднюю ошибку предвычислений подобного рода примерно в полтора раза. Однако такой прием еще только начинают использовать в оперативной практике прогнозирования индексов солнечной активности.

Самый эффективный из методов сверхдолгосрочных прогнозов солнечной активности был предложен советским геофизиком и исследователем Солнца А. И. Олем. Этот метод получил всемирное признание на международном совещании по солнечно-земным прогнозам в Боулдере (США) в 1979 г. Суть метода Оля состоит в следующем. Как мы уже знаем (см. главу 4, раздел 2), существует тесная связь между индексами рекуррентной геомагнитной активности за последние четыре года текущего 11-летнего цикла с максимальным числом Вольфа в следующем цикле. Именно основываясь на этой закономерности Оль получил вполне удовлетворительный прогноз высоты 20-го и 21-го циклов. В дальнейшем появилось несколько модификаций этого метода, но суть их остается неизменной. Что же касается прогноза эпохи максимума следующего 11-летнего цикла, то для этой цели чаще всего используют соотношение Вальдмайера, связывающее десятичный логарифм максимального значения сглаженного среднемесячного относительного числа солнечных пятен с длиной ветви роста цикла, выраженной в годах. Обычно ошибка такого предвычисления не превышает полугода. Кроме метода Оля, для прогноза основных характеристик следующего 11-летнего цикла могут быть использованы н другие методы, которые базируются на параметрах солнечной активности вблизи минимума цикла (средней широте первых высокоширотных групп пятен нового цикла, напряженности полярного магнитного поля Солнца в эпоху минимума, минимальном числе Вольфа и т. п.). Чаще всего они используются как вспомогательные к методу Оля, дающие независимые оценки тех же характеристик 11-летнего цикла, что и этот метод.
Долгосрочные прогнозы солнечной активности, как правило, представляют собой различные варианты обычной линейной экстраполяции. Самыми надежными из них в настоящее время считают предвычисление сред-негодичных относительных чисел пятен данного 11-летнего цикла с заблаговременностыо ) от нескольких месяцев до трех лет. Наиболее эффективным для этой цели оказывается применение уравнений линейной регрессии, связывающих прогнозируемую величину с соответствующим значением для предшествующего года (или одного из предшествующих лет) раздельно для ветви роста и ветви спада цикла. Средняя ошибка таких прогнозов чисел Вольфа составляет ±12—15 на ветви роста и ±4—10 на ветви спада. Если вспомнить, что средняя ошибка определения относительных чисел солнечных пятен достигает 10—15%, такое осуществление прогноза, особенно на ветви спада 11-летнего цикла, можно считать вполне удовлетворительным. Наиболее сложно прогнозирование в самом начале цикла, пока он еще не проявил по-настоящему своего характера. Легче всего предвычислять среднегодичные числа Вольфа на ветви спада. Здесь промахи могут быть обусловлены только сильными флуктуациями. Предвычисление других индексов солнечной активности, помимо чисел Вольфа, кроме суммарной площади солнечных пятен при усреднении за год оказывается невозможным, поскольку самые длинные их ряды охватывают интервал времени не более 30 лет.

Начнем с самых древних сверхдолгосрочных прогнозов. Долгое время они напоминали нечто вроде математических упражнений с набором солнечных циклов различной длительности. Раньше вы уже могли убедиться, насколько трудно получить определенные суждения о длинных циклах, начиная с 80—90-летнего. И это не удивительно. Что можно сказать о них, располагая единственным сравнительно длинным рядом относительных чисел солнечных пятен, который не охватывает и трех столетий? Естественно, что из него можно было извлечь только такие варианты 11-летнего цикла, которые уже встречались в этом ряду. Но пока уровень солнечной активности в общем продолжает расти, трудно представить себе, чтобы спад нынешнего векового цикла был таким же, как в начале нынешнего и предыдущего столетий. Так оно и оказалось. Наиболее неправдоподобными оказались прогнозы 21-го цикла солнечной активности, которые опирались на существование двойного 80—90-летнего цикла. Несколько лучше обстояло дело с предвычислением, опиравшимся на особенности 11-летних циклов, составляющих 22-летний (правило Гневы-шева — Оля). Они дали неплохие качественные результаты, хотя и оказались несколько заниженными для 21-го цикла. Во всяком случае после длительных поисков исследователи Солнца пришли к твердому убеждению, что всерьез можно относиться только к прогнозам на следующий 11-летний цикл, которые даны за один два года до его начала. Прогнозы же, сделанные за более длительные сроки, лишены какого бы то ни было физического основания и поэтому чаще всего обречены на провал. Самое большее, на что можно надеяться в таких случаях, это на чисто качественные оценки, связанные с определенной фазой длинных циклов солнечной активности.

В понятие прогнозов солнечной активности чаще всего вкладывают два смысла: 1) предвычисление различных солнечных индексов, 2) предсказание возникновения отдельных активных образований. Если первый имеет дело со средними характеристиками за тот или иной интервал времени, то второй — с индивидуальными явлениями. Естественно поэтому, что методы прогноза этих двух типов должны быть принципиально различными. Если первый использует исключительно статистические закономерности, то второй сочетает их со знанием синоптической картины на Солнце. Не случайно поэтому второй тип прогнозов стал развиваться только
за последние 15—20 лет, особенно в связи с запусками
космических кораблей.
Все прогнозы солнечной активности обычно подразделяют на три класса: 1) краткосрочные, 2) долгосрочные, 3) сверхдолгосрочные. Следует сразу же обратить внимание на то, что краткосрочные прогнозы индексов солнечной активности, как и отдельных ее явлений, нуждаются в знании синоптической картины и в настоящее время находятся еще в младенческом состоянии, ограничиваясь качественными оценками. Долгосрочные прогнозы имеют дело с индексами, усредненными за месяц, квартал и год. Как видим, усреднение связано с чисто земными интервалами времени, что, безусловно, вызвано практической направленностью таких прогнозов. Поскольку усреднения даже за три месяца, не говоря уже об одном месяце, соизмеримы с длительностью флуктуации солнечной активности, их выделяют в особый подкласс прогнозов средней срочности. Такие прогнозы особенно затруднительны и в этом смысле не идут ни в какое сравнение с предвычислением среднего-дичных величин солнечных индексов. Что же касается сверхдолгосрочных прогнозов солнечной активности, т. е. прогнозов на следующий 11-летний цикл или даже на следующие циклы, то, несмотря на их почти столетнюю историю, они пока принесли успехов гораздо меньше, чем огорчений.

Но когда речь идет о предсказании солнечной активности, ситуация оказывается гораздо сложнее. Мы уже убедились в том, что единой полной ее теории пока не создано. Определяемые ныне индексы солнечной активности, в отличие от используемых в метеорологии, чаще всего не имеют определенного физического смысла. Однородность и непрерывность их рядов также оставляет желать много лучшего. Кроме того, эти характеристики испытывают циклические и случайные колебания, которые ведут к непостоянству их средних величин за большие интервалы времени. И тем не менее прогнозы в этой области очень нужны людям для таких чисто практических целей, как, например, предсказание условий радиосвязи. С этим нельзя не считаться. Вот почему исследователи Солнца уже несколько десятков лет заняты разработкой методов прогнозов солнечной активности. Пока эти методы, как правило, являются чисто эмпирико-статистическими, т. е. опираются исключительно на всевозможные статистические связи между различными характеристиками солнечной активности, многие из которых были описаны в главе 4 этой книги.

Самая важная отличительная черта ГСМ состоит, вероятно, в том, что на штурм солнечных вспышек были брошены самые мощные средства наблюдений Солнца с поверхности Земли и из Космоса, какие только имеются в той или иной стране — участнице этого предприятия. Например, в нашей стране такими инструментами являются крупнейший радиотелескоп РАТАН-600 и самые большие в мире 53-сантиметровые виезатменные коронографы , установленные на Кавказе, в Средней Азии и Сибири. Важная роль отводится американскому космическому аппарату «Задача солнечного максимума», который был запущен на околоземную орбиту в феврале 1980 г. На его борту размещены шесть инструментов для наблюдения солнечных вспышек в даль ней ультрафиолетовой области спектра и в рентгеновских и гамма-лучах, а также радиометр для измерения колебаний солнечной постоянной с исключительно высокой точностью (до 0,1%). Характерной особенностью этой аппаратуры служит ее взаимосогласованность, которая делает возможным проведение одновременных наблюдений в различных спектральных диапазонах. Но главный упор в период ГСМ делался на полной согласованности программ космических и наземных экспериментов, без которой невозможно получить полную картину солнечных вспышек. Поэтому большое значение придавалось наземным наблюдениям вспышек и связанных с ними (или сопутствующим им) активных образований в установленные интервалы времени на более скромных солнечных инструментах.
Сейчас было бы преждевременно говорить о научных результатах ГСМ. Но даже предварительные данные, которые опубликованы к настоящему времени, показывают, что петельные структуры действительно являются характерными для солнечных вспышек и что всплывание нового магнитного потока играет важную роль в их появлении. Они также свидетельствуют о том, что гамма-излучение не столь уж редко присуще вспышкам. Во всяком случае, оно отмечалось у ряда вспышек, наблюдавшихся космическим аппаратом в период ГСМ. Более того, из этих данных следует, что картина солнечных вспышек отнюдь не столь проста и однотипна, даже когда речь идет о вспышках примерно одинаковой мощности. Пока материалы ГСМ находятся в стадии обработки и осмысления. Все мы с большим интересом ждем их публикации, которая, безусловно, прольет новый свет на это самое мощное и самое загадочное явление солнечной активности.
Итак, международные предприятия служат важным подспорьем постоянно действующей службе Солнца в изучении солнечной активности. Решая ряд ее ключевых проблем, они вместе с тем способствуют совершенствованию ее инструментальной базы.

Пожалуй, самые интересные результаты МГСС относятся к изучению активных областей и активных долгот. Низкий уровень солнечной активности был особенно благоприятен для четкого выделения активных областей от их появления до полного разрушения. Это позволило детально проследить их развитие не только на «флоккульной», но и на последней стадии их эволюции. Именно в период МГСС были получены все основные сведения о крупномасштабных биполярных и униполярных магнитных областях и их долготном распределении. Тогда же были устранены последние сомнения в реальности активных долгот на Солнце. Наконец, к этому времени относится и открытие секторной структуры межпланетного магнитного поля и установление ее связи с крупномасштабным фотосферным магнитным полем.
Затем последовала длительная пауза. Правда, в это время тоже выполнялись отдельные кооперативные программы наблюдений Солнца, но более частного характера, например, по изучению эволюции активных областей, исследованию быстрых изменений солнечных магнитных полей, изучению проблемы возникновения солнечных вспышек. Однако все они не только не носили такого глобального характера, как предшествовавшие им международные предприятия, но даже нередко, несмотря на одновременность их выполнения, перекрывали друг друга. И вот, наконец, с осени 1979 г. начался Год солнечного максимума (ГСМ), который сначала намечали завершить в конце 1980 г., а затем с общего согласия его участников продлили до лета 1981 г. На первый взгляд может показаться, что цель его сравнительно узка. Она состоит в том, чтобы понять, как создаются солнечные вспышки и к чему они приводят в межпланетном (в частности, околоземном) пространстве. Но, в сущности, решение этой проблемы является ключом к объяснению всех нестационарных, быстротечных процессов в солнечной атмосфере.
Впервые всеобщее внимание ученых к солнечным вспышкам было приковано в период МГГ — МГС. Однако это была лишь разведка. Она показала, что проводя исследования только в видимой области спектра, никоим образом нельзя выявить сущность вспышек.
В дальнейшем для решения этой задачи использовались специальные космические аппараты. Много ценных сведений о солнечных вспышках дала американская орбитальная станция «Скайлэб», запущенная в 1973 г. Но ее данные не были достаточно обеспечены наземными наблюдениями Солнца. Поэтому во многих случаях их объяснение оказалось затруднительным. Это был поучительный урок для исследователей Солнца, который и послужил толчком к организации такого крупного международного предприятия, каким является ГСМ.