СПОСОБ РЕГИСТРАЦИИ КОРОНАЛЬНОГО ВЫБРОСА МАССЫ

Изобретение относится к геофизике и предназначено для регистрации коронального выброса массы.

Известен способ прогноза спорадических возмущений солнечного ветра (патент РФ №1769602), заключающийся в измерении потенциала гелиосферного электрического поля с помощью наземных детекторов космических лучей. Реализация известного способа требует размещения значительного количества пунктов с детекторами космических лучей, что связано с большими материальными затратами.

Известен способ регистрации коронального выброса массы, заключающийся в наблюдении с поверхности Земли за межпланетными мерцаниями в виде флуктуации уровня интенсивности большого числа точечных источников радиоизлучения метрового диапазона. См., например, Hewish, A., Scott, P.P., and Wills, D., 1964, Interplanetary scintillation of small diameter radio sources. Nature, 203, 1214-1217; Houminer, Z., and Hewish, A., 1974, Correlation of interplanetary scintillation and spacecraft plasma density measurements. Planet. Space Sci., 22, 1041-1042; Vlasov, V.I., 1981, Possibility of predicting geophysical activity on the basis of the interplanetary scintillation of radio sources, Geomagn. Aeron., 21, 441-444; Jones, R.A., Breen, A.R., Fallows, R.A., Canals, A., Bisi, M.M. and Lawrence, G., 2007, Interaction between coronal mass ejections and the solar wind, J. Geophys. Res., 112, A08107; Jackson, B.V., Hick, P.P., Buffington, A., Bisi, M.M., Clover, J.M., Tokumaro, M., Kojima, M., and Fujiki, K., 2010, Three-dimensional reconstruction of heliospheric structure using iterative tomography: a review, J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 73, 1214-1227; Tappin, S.J. and Howard, T.A., 2010, Reconstructing CME structures from IPS observations using a phenomenological model, Solar Phys., 265, 159-186; Manoharan, P.K., 2010, Ooty interplanetary scintillation - Remote-sensing observations and analysis of coronal mass ejections in the heliosphere. Solar Phys., 265, 137-157.

Путем использования приемных антенн регистрируют изменения электронной концентрации в локальной межпланетной среде, пересекающей луч зрения от источника радиоизлучения к приемной антенне. Неоднородности детектируются либо в виде повышения уровня мерцаний и/или увеличения скорости перемещения локальной межпланетной среды. В случае использования большого числа радиоисточников данный способ позволяет построить карту звездного неба, на которой помечены области с повышенным уровнем мерцаний. Временное разрешение такого метода трассировки - 24 часа, а пространственное разрешение определяется полем зрения используемого радиотелескопа. Увеличение частоты используемого радиоизлучения позволяет трассировать корональные выбросы массы ближе к Солнцу (то есть на меньших гелиоцентрических расстояниях), однако при этом используется меньшее число радиоисточников, что существенно снижает пространственное разрешение метода. Ионосферные мерцания ограничивают поле зрения вблизи Солнца и у горизонта.

Известен способ наблюдения за корональным выбросом массы, основанный на регистрации движущейся от Солнца неоднородности электронной плотности солнечного ветра путем наблюдения томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах солнечного ветра с помощью внезатемненных коронографов, установленных на размещенных на орбите Земли двух космических обсерваториях, одна из которых в своем движении по орбите вокруг Солнца опережает Землю, а другая - от нее отстает. См., например. Billings, D.E., 1966, A Guide to the Solar Corona, Academic Press, New York, London; Vouriidas, A., and Howard, R.A., 2006, The proper treatment of coronal mass ejection brightness: A new methodology and implications for observations, Astrophys. J., 642, 1216-1221; Howard, T.A. and Tappin, S.J., 2009, Interplanetary coronal mass ejections observed in the heliosphere: 1. Review of theory. Space Sci. Rev., 147, 31-54.

Известный способ позволяет получить трехмерное изображение коронального выброса массы в белом свете и отследить по этому изображению скорость и траекторию движения этого выброса. Известный способ позволяет регистрировать движущиеся от Солнца неоднородности электронной плотности солнечного ветра на гелиоцентрических расстояниях вплоть до 15 солнечных радиусов. Поскольку степень поляризации рассеянного томсоновского света, использование которого позволяет наблюдать присущие корональным выбросам массы неоднородности электронной концентрации солнечного ветра, зависит от направления луча зрения, для реконструкции трехмерной структуры коронального выброса массы в известном способе используют поляроиды [Howard, T.A. and Tappin, S.J., 2009, Interplanetary coronal mass ejections observed in the heliosphere: 1. Review of theory. Space Sci. Rev., 147, 31-54]. Для трассировки неоднородностей электронной концентрации солнечного ветра в интервале гелиоцентрических расстояний 12-215 солнечных радиусов и реконструкции их трехмерной геометрии дополнительно используются гелиосферные имаджеры, принцип действия которых основан на регистрации временных вариаций зодиакального света (излучения F-короны) [Howard, T.A., 2011, Three-dimensional reconstruction of coronal mass ejections using heliospheric imager data, J. Atmos. SoL-Terr. Phys., 136, 67-115]. Для трассировки движения ударной волны в межпланетной среде в известном способе осуществляется пеленгация километрового (15-30 кГц) радиоизлучения. Путем регистрации особенностей изображения, зарегистрированных обеими космическими обсерваториями, известный способ позволяет получать трехмерную структуру коронального выброса массы. Однако корональные выбросы массы являются оптически тонкими объектами, что осложняет идентификацию одной и той же особенности на двух изображениях, сделанных разными космическими обсерваториями [De Konig, C.A., Pizzo, V.J., and Biesecker, D.A., 2009, Geometric localization of CME's in 3-D space using STEREO beacon data: First results. Solar Phys., 256, 167-181; Byme, J.P., Maloney, S.A., McAteer, R.T.J., Refojo, J.M., and Gallagher, P.T., 2010, Propagating of an Earth-directed coronal mass ejection in three dimensions. Nature Commun., 1, 74; Feng, L., Inhester, В., Wei, Y., Gan, W.Q., Zhang, T.L. and Wang, M.Y., 2012, Morphological Evolution of a Three-dimensional Coronal Mass Ejection Cloud Reconstruction from Three Viewpoints, Astrophys. J., 751, 18]. Известный способ позволяет наиболее полно осуществлять регистрацию корональных выбросов массы, однако его реализация требует больших финансовых затрат.

Наиболее близким техническим решением к предлагаемому является способ регистрации коронального выброса массы, заключающийся в наблюдении с борта космического аппарата за интенсивностью потока протонов галактических космических лучей и увязывании тенденции его уменьшения с присутствием в межпланетном пространстве коронального выброса массы (см. http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2005/07oct_afraid/). Известное техническое решение позволяет оперативно устанавливать факт наличия в межпланетном пространстве коронального выброса массы. Однако известный способ не позволяет получать информацию о его местоположении и параметрах движения (направление и скорость его движения), что снижает эффективность получения достоверного прогноза о движении коронального выброса массы и, соответственно, прогноза о воздействии его на гелиогеофизические параметры околоземного космического пространства.

Целью предлагаемого изобретения является повышение эффективности получения достоверного прогноза о движении коронального выброса массы.

Для достижения заявленной цели в известном способе регистрации коронального выброса массы, заключающемся в наблюдении с борта космического аппарата за интенсивностью потока протонов галактических космических лучей и увязывании тенденции его уменьшения с присутствием в межпланетном пространстве коронального выброса массы, осуществляют наблюдение за интенсивностью потока протонов галактических космических лучей в диапазоне энергии от десятков до сотен МэВ одновременно не менее чем с 5 космических аппаратов, высоты орбит которых удалены от поверхности Земли не менее, чем на 19,0 тыс. км, и в процессе наблюдения, в период времени установления тенденции их уменьшения, устанавливают 3 космических аппарата с наиболее близкими друг к другу значениями интенсивности потока протонов галактических космических лучей и направление на корональный выброс массы определяют как ориентированную на солнечную сторону нормаль к плоскости, образованной данными 3 космическими аппаратами в данный момент времени, а дальность до коронального выброса массы и значение его скорости приближения к Земле устанавливают путем сравнения значений интенсивности потока протонов галактических космических лучей, поступающих на наиболее близкий и наиболее удаленный от коронального выброса массы космический аппарат.

Предлагаемый способ позволяет получить для анализа картину распределения интенсивности протонов галактических космических лучей в области околоземного космического пространства для любого момента времени. Учитывая, что поток протонов галактических космических лучей изотропен, степень снижения его интенсивности для различных точек околоземного космического пространства в каждый момент времени позволяет из геометрических соотношений вычислить параметры коронального выброса массы (дальность, скорость и направление ее движения) и достичь цели предлагаемого изобретения. Удаленность орбиты космических аппаратов, регистрирующих интенсивность протонов галактических космических лучей, на расстояние не менее чем на 19,0 тыс. км, позволяет снизить до уровня допустимых пределов ошибку в расчетах вследствие экранирования Землей потока протонов галактических космических лучей. Энергетический диапазон регистрируемых протонов галактических космических лучей от десятков до сотен МэВ выбран из условия оптимизации стоимости используемого оборудования и достаточности получаемой информации. Протоны галактических лучей, имеющие энергию более 100 МэВ, слабо экранируются корональным выбросом массы. Протоны с энергией менее 10 МэВ не относятся к галактическим космическим лучам.

Предпосылки реализации предлагаемого способа основаны на следующих соображениях.

1. Исследование распространенности различных изотопов в частицах метеорного вещества показало, что средний поток протонов галактических космических лучей (ГКЛ) существенно не изменился за последние несколько миллиардов лет.

Наблюдения широких атмосферных ливней [Davis L., Interplanetary Magnetic Fields and Cosmic Rays, Phys. Rev., 100, 1440 (1955)] показали, что анизотропия направлений прихода протонов ГКЛ с энергиями менее 10⁷ ГэВ настолько мала, что поток ГКЛ можно считать, по существу, изотропным.

Вариации постоянного изотропного потока протонов ГКЛ являются результатом наличия пространственных неоднородностей межпланетного магнитного поля, изменяющих поток протонов ГКЛ в точке наблюдения.

Ниже приводится обоснование возможности использования для трассирования в межпланетном пространстве области повышенной напряженности межпланетного магнитного поля, имеющейся в теле одиночного коронального выброса массы, группировки искусственных спутников Земли (ИСЗ), каждый из которых оснащен комплектом всенаправленных датчиков регистрации протонов космических лучей в диапазоне энергий от десятков до сотен МэВ, то есть в диапазоне энергий, наиболее подверженном модуляции межпланетным магнитным полем. Нижняя граница диапазона отделяет область энергий частиц заведомо галактического происхождения от субкосмических лучей. Верхняя граница диапазона, в целом, соответствует верхней энергетической границе модуляции ГКЛ межпланетным магнитным полем. Глубина модуляции ГКЛ межпланетным магнитным полем возрастает с уменьшением энергии частиц.

Уменьшение потока (от нескольких процентов до более 30% при интегрировании по спектру энергии) протонов ГКЛ, наблюдающееся одновременно на всех станциях регистрации протонов ГКЛ и продолжающееся в течение нескольких суток (так называемый эффект Форбуша) связано с попаданием Земли в область повышенной напряженности межпланетного магнитного поля в теле коронального выброса массы, которая эффективно экранирует Землю от протонов ГКЛ.

Телесный угол, под которым с борта ИСЗ видны Солнце и Луна, составляет примерно 0,005% полной площади небесной сферы, а телесный угол, под которым Земля видна с борта ИСЗ, находящегося на круговой орбите на геоцентрическом расстоянии 4 Rз (Rз - радиус Земли), составляет примерно 1,5% полной площади небесной сферы. Поэтому для спутниковых группировок, орбиты которых расположены не ближе 3 Rз к поверхности Земли, можно обоснованно полагать, что в отсутствие коронального выброса массы всенаправленные ДРКЛ (датчики регистрации космических лучей), установленные на ИСЗ группировки, регистрируют постоянный изотропный поток ГКЛ от всей небесной сферы (то есть из телесного угла 4π).

Наличие геомагнитного поля ограничивает величину потока и энергии ГКЛ, которые могут достичь ИСЗ в заданной точке орбиты. Для случая дипольной аппроксимации геомагнитного поля относительная (в %) доля частиц ГКЛ заданной энергии, достигающих заданного геоцентрического расстояния в зависимости от геомагнитной широты, рассчитана в [Lemartre G., Vallarta M.S., On the North-South Asymmetry of Cosmic Radiation, Phys.Rev., 47, 434 (1935); On the Geomagnetic Analysis of Cosmic Radiation, Phys.Rev., 49, 719 (1936); On the Allowed Cone of Cosmic Radiation, Phys.Rev., 50, 493 (1936)], что позволяет в каждый момент времени ввести в данные измерений всенаправленных потоков ГКЛ поправочные коэффициенты на высоту и геомагнитную широту точки ИСЗ, с борта которого производится измерение.

2. При наличии в межпланетном пространстве одиночного коронального выброса массы, несущего в своем теле область повышенной напряженности межпланетного магнитного поля, всенаправленные датчики регистрации протонов космических лучей, установленные на ИСЗ группировки, регистрируют как функцию времени уменьшение потока протонов ГКЛ, пропорциональное телесному углу, под которым с борта каждого ИСЗ группировки видна область повышенной напряженности межпланетного магнитного поля в теле одиночного коронального выброса массы.

Вычитание из сигнала, который приходил от всенаправленного датчика регистрации протонов космических лучей в отсутствие корональных выбросов массы, сигнала, который приходит от всенаправленного датчика регистрации протонов космических лучей при наличии одиночного коронального выброса массы, дает значение телесного угла, под которым с борта ИСЗ, на котором установлен датчик регистрации протонов космических лучей, видна область повышенной напряженности межпланетного магнитного поля в теле одиночного коронального выброса массы. Достоверная информация о форме и структуре области повышенной напряженности межпланетного магнитного поля в теле коронального выброса массы отсутствует [Webb, D.F., Crooker, N.U., Plunkett, S.P., St. Cyr, O.C., The Solar Sources of Geoeffective Structures, in Space Weather (ed. P.Song, H.J.Singer, G.L.Siscoe), Geophysical Monograph 125, American Geophysical Union, Washington, DC, 2001, pp.123-141] - регулярных прямых измерений межпланетного магнитного поля ближе к Солнцу, чем орбита Меркурия, до сих пор не проводилось. Для определенности будем далее считать, что область повышенной напряженности межпланетного магнитного поля внутри одиночного коронального выброса массы имеет форму шара радиуса R. Телесный угол Ω при вершине прямого кругового конуса, под которым виден шар радиуса R, определяется следующим выражением:

где α - угол раствора конуса.

Из элементарных геометрических соображений ясно, что если шар виден из трех различных точек наблюдения под одинаковыми телесными углами, то направление на шар фиксируется нормалью к плоскости, которая однозначно определяется координатами вышеуказанных точек наблюдения.

3. Реализация способа трассировки области повышенного межпланетного магнитного поля в теле одиночного коронального выброса массы с использованием группировки искусственных спутников Земли, каждый из которых оснащен комплектом всенаправленных датчиков регистрации космических лучей в диапазоне энергий от десятков до сотен МэВ, определяется следующим образом.

Географические координаты и высоты всех спутников группировки предполагаются известными в любой момент времени.

В каждый момент времени из всех спутников группировки выбираем три, у которых измеренные с помощью датчика регистрации космических лучей телесные углы Ωi (i=1,2,3) наиболее близки друг другу. В качестве направления на одиночный корональный выброс массы, в теле которого присутствует область повышенного межпланетного магнитного поля, можно принять перпендикуляр (единственный) к плоскости, которая в данный момент времени определяется высотами и географическими координатами выбранной тройки спутников.

Для определения дальности Н до шара и радиуса R шара можно поступить следующим образом. Из всех спутников группировки выбираем спутник, находящийся на дневной стороне, ближайший к прямой, которая в данный момент времени задает направление на область повышенного межпланетного магнитного поля в теле одиночного коронального выброса массы, и еще один спутник, ближайший к точке-антиподу первого спутника на обратной стороне Земли. Если Ω₁ - телесный угол, измеренный датчиком регистрации космических лучей спутника, находящегося на дневной стороне, ближайшего к прямой, которая в данный момент времени задает направление на область повышенного межпланетного магнитного поля в теле одиночного коронального выброса массы, а Ω₂ - телесный угол, измеренный датчиком регистрации космических лучей второго спутника, ближайшего к точке-антиподу первого спутника на обратной стороне Земли, то, выполнив для такой пары точек наблюдения элементарные геометрические построения, легко получить, что

и

где d - расстояние между спутниками выбранной пары, Н - расстояние между центром области повышенного межпланетного магнитного поля (в виде шара) в теле коронального выброса массы и спутником, находящимся на дневной стороне, ближайшим к прямой, которая в данный момент времени задает направление на область повышенного межпланетного магнитного поля в теле одиночного коронального выброса массы.

Реализация предлагаемого способа осуществляется следующим образом.

С помощью датчиков регистрации космических лучей в энергетическом диапазоне от десятка до сотен МэВ, установленных на не менее чем на 5 космических аппаратах, равномерно распределенных в околоземном космическом пространстве, на орбите, удаленной на не менее чем на 19 тыс. км от поверхности Земли, осуществляют непрерывное наблюдение за интенсивностью потоков протонов галактических космических лучей. При выявлении устойчивого снижения интенсивности протонов галактических космических лучей (снижение интенсивности в течение не менее чем 30-минутного наблюдения) из группировки космических аппаратов регистрируют выявление коронального выброса массы.

Для регистрации положения коронального выброса массы в пространстве выбирают три космических аппарата, значения зарегистрированной интенсивности протонов галактических космических лучей у которых наиболее близки друг к другу. По координатам местоположения выбранных космических аппаратов определяют положение плоскости, в которой они находятся (из известных соотношений аналитической геометрии), и соответственно нормаль к полученной плоскости. Направление нормали в Солнечную сторону определяет искомое направление в пространстве на зарегистрированный корональный выброс массы. Для регистрации расстояния до коронального выброса массы (Н) и его размера (R) выбирают два космических аппарата, соответственно наиболее близко и наиболее далеко находящихся от обнаруженного коронального выброса массы. Исходя из известных принципов аналитической геометрии, через точку пересечения полученного ранее вектора, определяющего направление на корональный выброс массы, проводят плоскость перпендикулярную упомянутому вектору. Далее сравнивают расстояния от каждого космического аппарата до полученной плоскости. Космический аппарат, наименее удаленный от полученной плоскости, определяют как космический аппарат, наиболее близко находящийся от обнаруженного коронального выброса массы. Соответственно, космический аппарат, наиболее удаленный от полученной плоскости, определяют как космический аппарат, наиболее далеко находящийся от обнаруженного коронального выброса массы. Сравнивая показатели значения интенсивности потока протонов галактических космических лучей, зарегистрированных выбранными космическими аппаратами, по представленным выше формулам определяют значение Н и R и соответственно скорость перемещения коронального выброса массы, что позволяет спрогнозировать время его прихода к Земле. Для получения искомых данных о корональном выбросе массы требуется как минимум 5 космических аппаратов, снабженных датчиками регистрации интенсивности потока протонов галактических космических лучей. При известных потоках ГКЛ, при эффективной площади ДРКЛ не менее 10 см² в выбранном интервале энергии характерное время набора достаточной для выделения эффекта Форбуша статистики числа отсчетов составляет несколько минут. За такое время изменение координат вышеуказанных 5 ИСЗ на высотах не менее 19,0 тыс. км не существенно.

Вместе с тем, чем больше космических аппаратов будет использоваться, тем более точным будет прогноз. И чем дальше космические аппараты будут отстоять от поверхности Земли, тем будет меньше влияние экранирования и тем меньше будет ошибка в прогнозе. Таким образом, предлагаемое техническое решение благодаря новым отличительным признакам в совокупности с известными признаками обеспечивает получение более полных данных о корональном выбросе массы, что позволяет повысить эффективность получения достоверного прогноза о движении коронального выброса массы и достичь цели предлагаемого изобретения.