СПОСОБ РЕГИСТРАЦИИ ВСПЫШЕК НА СОЛНЦЕ И КОМПЛЕКС ДЛЯ ЕГО РЕАЛИЗАЦИИ

Изобретение относится к гелиогеофизике и предназначено для регистрации сильных вспышек на Солнце, которые проявляются также в виде всплесков интенсивности радиоизлучения в широком диапазоне электромагнитных волн, сопровождаются генерацией ускоренных заряженных частиц, формированием ударных волн в межпланетном пространстве, и опасны из-за инициирования разнообразных возмущений в магнитосфере и ионосфере Земли, связанных с ними сбоях и отказов в работе средств связи, навигации, энергетических систем, воздействии на биосферу.

Вспышки проявляются как внезапное увеличение яркости малого участка хромосферы, который превращается в две светящиеся ленты, быстро расходящиеся в пределах всей активной области. Многочисленные наблюдения солнечных вспышек в линии водорода На были начаты около 50 лет назад с помощью интерференционно-поляризационных фильтров.

По продолжительности вспышки разделяются на импульсные, длящиеся до 30 минут, компактные - типичные двухленточные с длительностью до 1-2 часов и редкие очень длительные события (Long duration event - LDE), связанные с выбросом волокон солнечной плазмы в межпланетное пространство. Большинство вспышек являются слабыми с продолжительностью до 30 минут.

Для мониторинга солнечных вспышек используются наблюдения с космических аппаратов (КА) и наземные наблюдения на сети обсерваторий в различных диапазонах излучения. При наблюдениях вспышек с КА активно используется рентгеновский диапазон излучения в диапазоне длин волн от 1 до 8 (с 1988 года также и в более жестком диапазоне 0,5-4 ). По интенсивности рентгеновского излучения проводится классификация интенсивности солнечных вспышек. Рентгеновские классы вспышек А, В, С, М, X соответствуют потокам излучения около Земли, превосходящим 10^-8, 10^-7, 10^-6, 10^-5, 10^-4 Вт/м² соответственно. Солнечные вспышки Х-класса (I≥10^-4, Вт/м², по максимуму в указанном диапазоне) могут вызвать радиопомехи на всей планете, а также продолжительные магнитные бури), М-класса вызывают короткие перебои в связи в полярных регионах, иногда небольшие магнитные бури. Каждый класс делится на 9 подгрупп, от 1 до 9, от С1 до С9, М1-М9 и Х1-Х9 [1]. Вспышка M1 в 10 раз мощнее C1, а X1 в 10 раз мощнее M1. К сильным вспышкам относятся классы С и выше.

В максимуме 21-го цикла солнечной активности на спутниках SMM (Solar Maximum Mission) и "Hinotori" с детекторами высокоэнергичного электромагнитного излучения было зафиксировано гамма-излучение солнечных вспышек. За время активного существования инструменты "Hinotori" зарегистрировали около 40 вспышек с энергией фотонов более 300 кэВ, а гамма-спектрометр SMM - более 258 вспышек с энергией более 230 кэВ.

В оптическом диапазоне излучения интенсивность мощных солнечных вспышек составляет доли процента от общего излучения Солнца. Площади вспышек в линии Нα могут превышать 10^-3 от площади полусферы. Яркости отдельных точек могут в несколько раз превышать яркость спокойной хромосферы.

Старейшая и общепринятая шкала оптических баллов вспышек состоит из 4 классов (1-4) по мере возрастания площади и трех уровней по яркости: S (small), N (normal) и В (bright). Типичная мощная вспышка характеризуется баллом 3В. Очень редко в мощной вспышке кроме хромосферного излучения наблюдаются яркие точки в непрерывном оптическом континууме. Такие вспышки называются белыми вспышками.

Наблюдения солнечного диска в оптическом диапазоне существенно зависят от облачности и осадков, которые почти не влияют на наблюдения в радиодиапазоне, где вариации интенсивности излучения при мощных солнечных вспышках достигают от десяти до 1000%. Связь с вариациями рентгеновского излучения условная. Остается неопределенной и морфология возмущений поля интенсивности радиоизлучения от солнечной вспышки у земной поверхности, как и геометрия вспышки. Поэтому обычно ограничиваются грубой схемой радиального распространения радиоизлучения от солнечной вспышки.

На реальную интенсивность регистрируемого у земной поверхности потока радиоизлучения вспышки влияют неоднородности ионосферы и переотражения радиоизлучения, формируя сложную морфологию поля приземного радиоизлучения солнечных вспышек до класса М включительно.

Фиксируемые на радиотелескопах Мировой службы Солнца амплитуды вариаций интенсивности радиоизлучения при мощных солнечных вспышках в десятки процентов выгодны для технических решений. Данные наблюдений потоков радиоизлучения от всего Солнца в дециметровом, метровом и декаметровом диапазонах и данные о всплесках радиоизлучения в микроволновом диапазоне на фиксированных частотах публикуются в регулярном издании Solar Geophysical Data. Ретроспективные данные о характеристиках солнечной активности и солнечных вспышек представлены, например, в [2-8]. Но классификации солнечных вспышек по их яркости в радиодиапазоне нет, хотя, например, поиски альтернативы данным с КА для оперативной диагностики и оповещения о произошедших сильных солнечных вспышках проводились в [9-11], в том числе при эксплуатации наземного патрульного автоматизированного телескопа-спектрогелиографа в линии CaIIK в [11], наблюдения с которого во время солнечных вспышек различных классов давали профили, близкие к данным со спутников GOES, на котором регистрируются всплески излучения в рентгеновском диапазоне.

Обзоры известных подходов к мониторингу солнечных вспышек представлены в [12-14]. В [12] для краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек предлагается использовать широко распространенную аппаратуру и стандартно используемые приборы при сравнительно простых усовершенствованиях, круглосуточные данные наблюдений на радиотелескопах, расположенных в различных точках земного шара. При этом, в [12] следует отметить низкую заблаговременность и успешность прогноза солнечных вспышек по данным о вариациях регистрируемого потока радиоизлучения, необходимость верификации предложенного способа, неопределенность в соответствии вариаций радиоизлучения и принятой классификации солнечных вспышек. Те же недостатки характерны и для изобретения на способ краткосрочного прогноза времени регистрации явления коронального выброса массы на основе наблюдений с одночастотных радиотелескопов в [13]. Обзор известных способов регистрации коронального выброса массы по регистрации потоков энергичных частиц представлен в [14].

В [15] для диагностики геоэффективных солнечных вспышек предложено использовать наблюдения за магнитным полем Земли, что косвенно подтверждает неопределенность морфологии поля интенсивности приземного радиоизлучения солнечной вспышки и необходимость разработки простых и дешевых инструментов для его регистрации. Подтверждением этого является также несоответствие зарегистрированной интенсивности солнечных вспышек с различных радиоастрономических обсерваторий.

Попытки конкретизировать технологию регистрации и сверхкраткосрочного прогноза солнечной вспышки представлены в изобретении на устройство для определения координат всплесков радиоизлучения Солнца в [16], где с пространственным разрешением не хуже 30'' регистрируют полное и циркулярно поляризованное микроволновое излучение активной области и определяют вероятность возникновения мощной солнечной вспышки с заблаговременностью одни сутки. По оптическим данным измеряют координаты активной области, ее протяженность, угол наклона оси группы пятен относительно солнечного экватора, величину и полярность магнитного поля в пятнах и определяют магнитный класс активной области. Используя эти данные, разбивают видимую поверхность Солнца на долготные зоны, для чего вычисляют положения границ зон с известным нормальным, «…не вспышечно-опасным…» распределением поляризации в каждой отдельной зоне. По отклонению наблюдаемого распределения поляризации от нормального в той зоне, в которой находится исследуемая активная область, определяют вспышечную опасность активной области. Для лучшего учета эффектов эволюции активной области границы долготных зон рассчитывают ежедневно, дабы, в целом, повысить достоверность краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек в оптическом диапазоне.

Для диагностики солнечных вспышек в радио диапазоне в [17] предложены решения на основе одновременных измерений амплитуды нулевых и составляющие первой гармоники сканирования диаграммы направленности солнечного радиотелескопа на двух рабочих частотах, чтобы определять координаты всплесков радиоизлучения, а также повышать точность определения смещения центра радиоизлучения Солнца. Предложенное устройство должно входить в состав радиотелескопов с шириной диаграммы направленности больше углового диаметра Солнца, содержать сканирующее устройство, облучатель, антенну, следящую систему, модуляционный радиометр с тремя выходами после квадратичного детектора, тремя фазовыми детекторами, низкочастотными усилителями и тремя регистраторами для одновременного выделения амплитуд нулевой и первой гармоник сканирования диаграммы направленности антенны. Для повышения точности определения координат параллельно к основному радиометру должен быть подключен дополнительный радиометр в том же составе; кроме того, система облучения должна иметь отличающиеся углы сканирования диаграммы направленности и способна воспринимать излучение на двух длинах волн.

Для достижения приемлемой точности определения центра радиоизлучения Солнца в [17] и координат солнечных вспышек необходимо разрешение гигантских радиотелескопов и радиоинтерферометров. При этом, регистрация солнечных вспышек становится затратной. Для практической задачи регистрации сильных солнечных вспышек на видимом диске Солнца с помощью радиотелескопов получение информации об их координатах не нужно. Для практических задач важно оперативно зафиксировать факт солнечной вспышки простым и дешевым регистратором. При этом, за счет дополнительного радиометра в [17] можно предполагать реализацию принципа рефрактометрии.

Тем не менее, [17] может быть использовано в качестве основного прототипа для предлагаемого изобретения с основными составляющими: антенна, приемное устройство, следящая система, ориентирующая антенну на Солнце. При этом, в [17] упущены вопросы калибровки принимаемого сигнала и его обработки, отсутствуют технологические решения для оперативной идентификации интенсивности вспышек на Солнце, хотя это характерно для всех рассмотренных решений. Увеличение же количества наблюдаемых длин волн увеличивает возможность диагностики развития солнечных вспышек в различных слоях атмосферы Солнца.

Опыт эксплуатации радиотелескопов позволяет определить основные требования к составу простого и дешевого регистратора сильных солнечных вспышек. Его антенное устройство должно обеспечить максимальный уровень принимаемого потока радиоизлучения Солнца на облучателе или радиометре, связанном через малошумящий усилитель с приемной системой. Облучатель обычно устанавливают в фокусе антенны. Приемная система должна быть связана с блоком обработки сигналов и блоком питания.

В качестве приемных антенн для регистрирующего устройства предлагаемого изобретения апробировались дипольные, параболические, в том числе лепестковые, спиральные, рамочные. С помощью нескольких антенн можно реализовать принцип интерферометрии для наблюдения за солнечными вспышками, и при достаточной разнесенности антенн (не менее 7 м) фиксировать возмущения потока радиоизлучения на видимом диске Солнца в одной или нескольких из накрывающей солнечный диск зонах интерференции диаграммы направленности антенн.

В этой схеме покрытие зоной интерференции части солнечного диска может быть использовано для диагностики его полного потока излучения и всплесков излучения. Однако для продолжительных радиоинтерферометрических наблюдений за всплесками радиоизлучения Солнца с не менее двух фактически неподвижных антенн необходимо увеличивать удаление между ними, а лучше и их количество, либо регулярно ориентировать диаграмму направленности на солнечный диск. Один из примеров прототипа радиоинтерферометра с параболическими антеннами 1.2 м, базой от 10 м до 20 м, для частоты 1145 МГц представлен в [18].

По критерию «цена-качество» для предлагаемого изобретения на способ регистрации солнечных вспышек по всплескам радиоизлучения Солнца, а также учитывая диапазон длин волн в единицы сантиметров и необходимость узкой диаграммы направленности антенн, оказались оптимальными спутниковые прямофокусные параболические антенны диаметром до 1,8 м, которые активно использовались до появления офсетных антенн меньших диаметров, например, в системах приема телевизионного сигнала. Для них разработано типовое приемное оборудование, которое легко адаптируется под задачу регистрации солнечного радиоизлучения. Это позволяет решить поставленную задачу измерения интенсивности солнечного радиоизлучения для регистрации солнечных вспышек.

Для решения же фундаментальных научных задач и диагностики тонких эффектов очевидна общая тенденции постоянного совершенствования составляющих традиционной схемы радиотелескопов. Пример подобного усовершенствования представлен, например, в полезной модели [19] на приемно-регистрирующий канал радиотелескопа, содержащий последовательно соединенные генератор пикосекундных импульсов, приемно-усилительный канал и аналого-цифровой преобразователь, к тактовому входу которого подключен выход генератора сигналов тактовой частоты, соединенный также с генератором меандра частоты преобразования, а к сигнальному выходу аналого-цифрового преобразователя подключены последовательно соединенные цифровой преобразователь выборок сигнала и формирователь данных, который синхронизирующим входом подключен к выходу формирователя импульсов секунд, а управляющим входом - через устройство управления к компьютеру, причем выход упомянутого генератора меандра соединен параллельно с тактовыми входами цифрового преобразователя выборок, формирователя данных и формирователя импульсов секунд, отличающийся тем, что к упомянутому выходу аналого-цифрового преобразователя подключены последовательно соединенные формирователь пакетов выборок сигнала, сумматор пакетов выборок, подключенный синхронизирующим входом к упомянутому выходу формирователя импульсов секунд, дискретный преобразователь Фурье и линеаризатор фазового спектра, выход которого соединен с упомянутым устройством управления, причем упомянутый выход генератора меандра дополнительно соединен с тактовыми входами формирователя пакетов выборок и сумматора пакетов, а также со входом делителя частоты, выход которого через коаксиальный кабель нормированной длины соединен с управляющим входом упомянутого генератора пикосекундных импульсов.

Пример технического решения для автоматического наведения радиотелескопа отражен в [20]. Но схема этого изобретения сложна и затратна. Для предлагаемого изобретения на способ регистрации солнечных вспышек можно использовать известные электромеханические решения для поворота антенны по углу высоты и азимуту, корректируя записи треков движения, в том числе на основе сравнения треков за предыдущие 2-3 суток, либо на основе компьютерного моделирования движения солнечного диска с текущей подстройкой на максимум принимаемого сигнала.

Общие требования к предлагаемому изобретению должны учитывать основные тенденции в развитии технических решений для радиотелескопов, современную элементную базу и усложнение схем. Минимизация габаритов антенной и приемной аппаратуры для регистратора солнечных вспышек определяет выбор диапазона длин волн солнечного радиоизлучения в единицы сантиметров. Этот диапазон слабо зависит от атмосферных условий, подходит для передачи по коаксиальному кабелю от антенн к приемнику, а также под готовые цифровые приемники промышленного производства, которые, например, используются в спутниковых ресиверах. При этом нет необходимости конструировать специализированные сложные СВЧ-схемы.

Чувствительность радиотелескопа для регистрации геоэффективных событий на Солнце до 1 сеп (солнечной единицы потока, равной 10^-22 Вт/(м²/Гц)) и стабильностью не хуже 0,1% за 1 час наблюдений можно считать завышенными. Такая чувствительность необходима для регистрации слабых солнечных вспышек, которые не представляют опасности.

Относительная скоротечность солнечных вспышек определяет необходимость оперативности их регистрации.

Для увеличения времени наблюдения за солнечным диском целесообразно использовать не менее двух разнесенных на несколько тысяч километров регистрирующих устройств. Это позволит почти круглосуточно наблюдать солнечный диск.

Для наблюдений сильных солнечных вспышек целесообразно использовать несколько длин волн.

Способ ориентирования антенны может быть ручным и/или полуавтоматическим.

Техническим результатом заявленного изобретения является повышение надежности и оперативности регистрации солнечных вспышек, определение времени и интенсивности сильной солнечной вспышки рентгеновского класса не ниже С по регистрируемому на не менее одном пункте у поверхности Земли потоку радиоизлучения Солнца, с возможным использованием архивных данных Службы Солнца, моделей солнечных вспышек.

Заявленный в изобретении комплекс обеспечивает измерение интенсивности потока радиоизлучения Солнца по не менее одной длине волны и регистрацию времени и интенсивности вспышек на Солнце. Особенностью заявленного изобретения является усовершенствование способа регистрации солнечных вспышек на основе простых технических решений и автоматического сравнения интенсивности потока радиоизлучения Солнца на выбранных длинах волн и энергии всплесков радиоизлучения с соответствующими критериями для солнечных вспышек, установленным по ретроспективным данным, и регулярной корректировкой критериев по произошедшим событиям.

Технический результат достигается тем, что комплекс регистрации интенсивности радиоизлучения Солнца содержит не менее одного комплекта антенных и приемных устройств, скоммутированных с блоком анализа и калибровки регистрируемого сигнала на базе процессора с устройством отображения информации (ПЭВМ оператора), который скоммутирован с пунктами регистрации радиоизлучения солнечных вспышек, сбора и обработки информации, электронными архивами гелиогеофизических данных, при этом процессор выполнен с возможностью:

- управления антенными устройствами в зависимости от уровня сигнал/шум, по месту и времени, с учетом прогностического и фактического положения солнечного диска и Луны (при калибровке), в том числе путем обработки характеристик принимаемых сигналов, заданных сетевых планов приема информации,

- датчика сигналов точного времени (с помощью высокостабильного генератора (кварца) и/или по сигналам Глобальных навигационных спутниковых систем),

- обработки принимаемых сигналов о характеристиках всплесков электромагнитного излучения Солнца на не менее одной длине волны,

- идентификации и расчета интенсивности солнечных вспышек,

- калибровки результатов наблюдений электромагнитного излучения Солнца над пунктом зондирования по радиоизлучению Луны, неба, небесных объектов или эталонов с учетом фактических метеорологических данных,

- валидации, верификации и архивации получаемой информации в табличной и графической форме с автоматическим непрерывным режимом в реальном масштабе времени и возможностью ручной коррекции результатов,

- вывода результатов зондирования потока радиоизлучения Солнца на ПЭВМ оператора и диагностики аномалий в контролируемых характеристиках.

Сущность и признаки заявленного изобретения поясняются в последующем детальном описании, иллюстрируемом чертежами, где показано:

на фиг. 1 схематично представлен видимый солнечный диск (1) с хромосферной вспышкой (2) и излучением от нее (тонкие штриховые линии 2*) до Земли (3), на которой установлены приемные устройства (4^1…К) регистрации солнечного радиоизлучения;

на фиг. 2 - представлена структурная схема комплекса регистрации солнечных вспышек, включающий К пунктов (4^1…К), в состав которых входят антенные комплексы с n≥1 - приемными антеннами и устройствами их наведения, скоммутированные с МШУ и блоками питания, приемными устройствами, блоками анализа, калибровки и архивации данных наблюдений с ПЭВМ на базе процессора и устройством отображения информации, центром приема, обработки и анализа гелиогеофизической информации с блоком архивных данных;

на фиг. 3 представлен пример результатов регистрации солнечной вспышки для блока 4¹ на фиг. 2, реализованного на радиотелескопах ГАС ГАО РАН на волне 3,2 и 4.9 см для вспышки класса С1.9. Уровни (6) и (7) рассчитаны по архивным данным об интенсивности радиоизлучения солнечных вспышек 2016 г. и соответствуют критерию вспышки С1. Моменты времени для уровней 8, 10 соответствуют началу и концу вспышки, 9 - момент максимальной амплитуды вспышки, 11 - граница (МО+2СКО на недельном отрезке наблюдений) вариаций потока радиоизлучения на длине волны 4.9 см.

Принцип и алгоритм работы заявленного изобретения заключается в следующем: антенные устройства (4.^1…К.1_m фиг. 2), К≥1, m≥1, ориентированные на солнечный диск, формируют регистрируемый поток радиоизлучения Солнца и через МШУ (4^1…К.2 фиг. 2) передают принятые радиосигналы в приемное устройство (4^1…К.4 фиг. 2), с которого сигналы, разделенные по нескольким длинам волн, поступают в блок анализа, калибровки и архивации данных наблюдений (4^1…К.5 фиг. 2) с ПЭВМ на базе процессора и устройством отображения информации. Блоки скоммутированы с блоком питания (4^1…К.3 фиг. 2). Антенные устройства ориентируются на солнечный диск и сопровождают его. Управление работой устройства регистрации солнечных вспышек (4^1…К фиг. 2) осуществляется с помощью процессора в блоке (4^1…К.5, фиг. 3), в котором прошиты программы наведения антенных устройств, планирования приема, обработки и калибровки сигналов, регистрации всплесков радиоизлучения от солнечных вспышек с использованием архивной информации, валидации и верификации, архивации полученных результатов. Общее управление работой комплекса, производится с помощью процессора в блоке (5, фиг. 3), в котором предусмотрена возможность получения доступных данных и решения задачи регистрации всплесков радиоизлучения от солнечных вспышек с использованием архивной информации, валидации и верификации полученных результатов.

Антенные устройства на фиг. 2 для приема потока радиоизлучения Солнца представляют не менее одной антенны с устройством ориентации по углу высоты и азимуту, скоммутированную с малошумящим усилителем (МШУ), переходником для подсоединения к высокочастотному кабелю, через который обеспечивается также питание МШУ. Управление антенными устройствами производится с помощью программы, записанной в процессоре, в зависимости от уровня сигнал/шум, по месту и времени путем процессорной обработки программ, характеризующих движение Солнца, заданных сетевых планов приема информации, или в ручном режиме. По уровню принимаемого радиосигнала от солнечного диска происходит контроль режима работы устройства регистрации солнечных вспышек, их идентификация.

Использование нескольких пунктов наблюдения, разнесенных антенн или антенных решеток повышает успешность регистрации солнечных вспышек. При установке антенн предусматривается максимальный обзор солнечного диска, либо обзор в выбранных секторах, задаваемых в плане приема или в ручном режиме. При этом формируется климатическая карта интенсивности солнечного радиоизлучения, которая используется при регистрации солнечных вспышек.

Приемник радиоизлучения Солнца настроен на прием электромагнитного излучения на не менее одной частоте, обеспечивается питанием через блок питания, скоммутированным с питанием от сети или от автономного источника. Функция хронатора для функционирования приемовычислителей приемника обеспечивается, например, высокостабильным генератором и/или с помощью приема сигналов ГНСС.

Солнечное радиоизлучение принимается антенными устройствами, усиливается, фильтруется и поступает на электронную плату приемника, где усиливается, фильтруется, в том числе по не менее одному диапазону частот, преобразуется в цифровой код. Характеристики обработанных сигналов на выходе приемника представляются в бинарной форме и/или в установленном формате. В приемном устройстве предусмотрено накопление данных и их передача для обработки в блок анализа и калибровки, где вариации интенсивности солнечного радиоизлучения идентифицируются с помощью методов параметрической статистики и аналогов. За счет встроенного приемника сигналов ГНСС обеспечивается получение текущих отсчетов времени и координат антенных устройств в системах координат WGS-84, ПЗ-90.

В блоке анализа и калибровки и архивации записан алгоритм таймера с использованием сигналов от высокостабильных генераторов и/или с помощью меток времени в сигналах ГНСС, калибровки, «Метода контрольных карт» для выделения аномальных всплесков интенсивности и энергии радиоизлучения, и расчета критериальных значений всплесков солнечного радиоизлучения по архивным данным или предыдущим сильным солнечным вспышкам с известной интенсивностью в ренгеновском диапазоне («Метод аналогов»). На основе произошедших и зарегистрированных солнечных вспышек уточняется шкала их интенсивности в радиодиапазоне.

Алгоритм анализа принятого с выхода приемного устройства потока радиоизлучения заключается в следующем:

1) Поступающие сигналы об интенсивности потока радиоизлучения на не менее одной регистрируемой длине волны сравниваются с архивными критериями интенсивности потока радиоизлучения сильных солнечных вспышек,

2) Срабатывание контроллеров, настроенных на уровень критериальной интенсивности сигнала, формирует связанный с датчиком времени сигнал оповещения о повышенном уровне радиоизлучения в соответствие с зафиксированными уровнями излучения сильных солнечных вспышек с вероятностным соответствием классам рентгеновских вспышек С, М, X, либо классам солнечных вспышек в оптическом диапазоне,

3) Максимальный уровень всплеска радиоизлучения регистрируется как время максимума вспышки,

4) Зарегистрированные характеристики радиоизлучения записываются в устройство памяти, рассчитывается энергия всплесков повышенного радиоизлучения,

5) При регистрации радиоизлучения Солнца на нескольких длинах волн процедуры 1-4 производятся параллельно,

6) Производится верификация зарегистрированных всплесков на основе «Метода контрольных карт», а при наблюдениях на не менее двух длинах волн производится отбраковка результатов: если всплеск радиоизлучения появляется только на коротких волнах (событие в овале на фиг. 4), то это событие игнорируется при идентификации солнечной вспышки и исключается из калибровки критериальных значений,

7) Результаты регистрации всплесков интенсивности и энергии радиоизлучения выводятся на монитор ПЭВМ, архивируются и передаются в Центр анализа и прогноза гелиогеофизической информации,

8) При доступности внешней архивной информации производится уточнение характеристик сильных солнечных вспышек,

9) После регистрации сильной вспышки проводится корректировка критериальных значений интенсивности радиоизлучения и энергии всплесков для подстройки контроллеров п. 2,

10) Проводится расчет успешности регистрации солнечных вспышек.

В ходе экспериментов было установлено, что сильная солнечная вспышка проявляется обычно при превышении на 10-15% среднего невозмущенного потока радиоизлучения (фиг. 4).

По архивным данным сильная солнечная вспышка на фиг. 4 идентифицирована как М1.2 с началом в 9:54, максимумом 10:01 и концом в 10.06 UT. Достигнутые амплитуды и энергия всплеска были использованы для регистрации последующих вспышек. С использованием шкалы вспышек в оптическом диапазоне основные сложности связаны с пропусками оптических наблюдений из-за облачности и осадков.

По опыту реализации заявленного изобретения, солнечные вспышки больше соответствующего рентгеновского С-класса фиксировались в светлое время суток в 90% случаев. Редко фиксировались вспышки, которые не проявлялись в рентгене, или, наоборот.

Метод «контрольных карт» в алгоритме блока анализа и калибровки используется и при валидации предложенного алгоритма идентификации солнечных вспышек при отсутствии архивных данных, в том числе при отсутствии возможности настройки контроллеров, или до получения представительной статистики характеристик радиоизлучения солнечных вспышек. В этом случае переход к статистике критериальных значений производится после регистрации верифицированных всплесков интенсивности радиоизлучения, обусловленных сильными солнечными вспышками по амплитуде интенсивности радиоизлучения и выделившейся энергии всплеска (например, по площади фигур между уровнем 7 и кривой для длины волны 4,9 см на фиг. 4, уровнем 6 и кривой для длины волны 3,2 см на фиг. 4.

Для очень сильных вспышек верификация критериев усложняется их меньшей повторяемостью. Так, для вспышек класса М5.0 в 2010-2017 г.г. в 24 цикле солнечной активности, например, повторяемость составила лишь 1,4 в месяц с максимумом в 2014 г. - 3,25 в месяц и минимумом в 2010 и 2016 г.г. - около 0,3 в месяц.

На основе данных о текущем времени осуществляется выставление диаграммы направленности антенны в полуавтоматическом или автоматическом режиме на Солнце, на Луну при калибровке, или на эталонные источники радиоизлучения.

Калибровка регистрируемого уровня интенсивности радиоизлучения Солнца предназначена для исключения шумов и погрешностей, обусловленных используемыми схемными радиотехническими решениями, и валидации результатов измерений интенсивности солнечного радиоизлучения. При калибровке используется метод сравнения принимаемой интенсивности излучения с известной интенсивностью излучения небесных объектов (или эталонов) или изменение интенсивности сигналов при движении антенного и приемного устройств. Например, при использовании модуляционной схемы в приемном устройстве солнечного радиоизлучения сравниваются два сигнала: сигнал с антенны и сигнал с компенсирующего плеча. Тепловой шум волновода является компенсирующим сигналом при выключенном генераторе шума.

В экспериментах с использованием радиотелескопов с диаметром антенны 2 и 3 м отработана следующая последовательность этапов калибровки, записанная в виде алгоритма в ПЭВМ:

1) включается режим наблюдения - антенна наводится на Солнце, включается модуляция и генератор шума (ГШ);

2) выключается ГШ, фиксируется уровень радиоизлучения Солнца с компенсацией теплового шума волновода ГШ (Yc);

3) антенна к зениту на 10 угловых градусов, чтобы вывести Солнце из диаграммы направленности антенны;

4) фиксируется уровень интенсивности радиоизлучения неба (Yн);

5) выключается модуляция и фиксируется уровень "нулевого сигнала" (Yo) (когда сравниваемые модулятором сигналы равны);

6) включается модуляция, затем ГШ, фиксируется уровень сигнала компенсирующего генератора шума (Yн+гш);

7) антенна вновь наводится на Солнце и фиксируется уровень режима наблюдения (Yc+гш).

В расчетах используется «антенная температура». Для Солнца:

где индекс С - Солнце, Н - Небо, Э - эталон, Т_АН - антенная температура при наведении антенны на небо, h - угол высоты над горизонтом оси диаграммы направленности антенны.

Для основного режима наблюдения:

Для расчета потока радиоизлучения Солнца используется переходной коэффициент g:

Для определения коэффициента g производится калибровка уровня принимаемого радиоизлучения по радиоизлучению Луны. Это необходимо и после существенных изменений в схеме устройства регистрации солнечных вспышек, например при изменении полосы принимаемых частот или конструкции антенны, ГШ.

Последовательность действий при калибровке по принимаемому радиоизлучению Луны в ясную погоду, когда Луна проходит зенит, включает следующие этапы:

1) антенна наводится на Луну с включенной схемой модуляции и выключенном ГШ;

2) регистрируется уровень радиоизлучения Луны (Yл);

3) направление антенны отводится от Луны к зениту на 10 градусов;

4) регистрируется уровень радиоизлучения неба (Yн для калибровки);

5) выключается схема модуляции;

6) регистрируется уровень "нулевого сигнала" (Yo для калибровки);

7) 3-4 раза повторяются этапы 1-6;

8) рассчитывается среднее значение яркостной температуры Луны (T_b) для используемой в наблюдениях длины волны. Например, интерполяция средней яркостной температуры Луны для длины волны λ=5 см:

9) рассчитывается поток радиоизлучения Луны для длины волны λ:

Где - топоцентрический радиус Луны; k - постоянная Больцмана;

10) рассчитывается антенная температура Луны, скорректированная на угол высоты Луны над горизонтом h_Л в моменты наблюдений для всех измерений:

Коэффициент поглощения атмосферы а, характеризует поглощение радиоизлучения молекулами воды и кислорода для каждой длины волны.

11) рассчитывается значение g для всех измерений:

12) Рассчитывается среднее значение g по всем измерениям.

Таким образом, измерения антенной температуры Солнца проводятся путем сравнения измеряемого сигнала с сигналом полупроводникового генератора шума. Значения антенной температуры пересчитываются в потоки излучения с использованием переводного коэффициента, получаемого из измерений из калибровочных измерений эффективной площади антенны по сигналу от Луны. Такая последовательность калибровки позволяет ослабить влияние нестабильности усиления приемника, сезонных изменений коэффициента поглощения атмосферы солнечного радиоизлучения, изменений затуханий в волноводных трактах и других медленно меняющихся параметров аппаратуры, влияющих на абсолютные измерения.

На фиг. 5 схематично представлены уровни радиосигнала при регистрации антенной температуры Солнца в ходе процедуры калибровки. Сигнал из компенсирующего тракта равен температуре эталона Т_Э при температуре воздуха t_B (°С) в волноводном тракте ГШ: T₁=Т_Э=273+t_B, либо, при включенном генераторе шума равен: Т₁=Т_Э+Тш. Когда сравниваемые модулятором сигналы равны, например Т_А=Т₁=Т_Э, сигнал на выходе совпадает с уровнем Y₀ (уровень 12 на фиг. 5), получаемым путем выключения модулятора. Y_H - (уровень 13 на фиг. 5) - уровень сигнала при наведении антенны на небо, (Y₀-Y_H) ~ (Т_Э-Т_АН). Уровень Y_H+ГШ (14 на фиг. 5) фиксируется при наведении антенны на небо и при включенной ГШ. Тогда (Y₀-Y_H+ГШ) ~ (Т_Э-Т_ГШ-Т_АН). Уровень Y_C (15 на фиг. 5) фиксируется при наведении антенны на Солнце и выключенном ГШ, тогда (Y_C-Y_H) ~ (Т_АС-Т_АН). Уровень Y_C+ГШ (16 на фиг. 5) фиксируется при наведении антенны на Солнце и включенном ГШ (основной режим наблюдений). При этом, (Y_C+ГШ-Y₀) ~ (Т_АС-Т_Э-Т_ГШ). При записи уровня Y_H, антенна направляется к зениту на 40' от Солнца.

Предложенная схема калибровки включает процедуру экспериментального определения кривой антенной температуры неба от угла высоты над горизонтом для каждой длины волны наблюдения. На фиг. 6 в представлены результаты расчета калибровочной кривой для антенной температуры неба от высоты над горизонтом для λ=5 см.

Наблюдения выполнялись на длине волны 5 см с помощью параболической антенны диаметром 3 м. Сформированный антенной и отражающим диском диаметром 350 мм поток радиоизлучения облучал открытый конец круглого волновода. Фокус антенны перемещался от зенита к горизонту с шагом 10°. Использовался модуляционный радиометр-поляриметр, полная ширина шумовой дорожки с дискретностью 1 с не хуже чем 1°К. Суточная нестабильность коэффициента усиления была не более 1%. Значения Т_АН(h_H) фиг. 6 были построены по экспериментальным точкам T_AH(h_H)-T_AH(90°) и записаны в запоминающем устройстве блока обработки сигналов.

Температура воздуха измерялась у антенны в момент калибровки простейшим электронным датчиком, укрытым в тени от прямого солнечного излучения продуваемым ветром кожухом. Данные о температуре поступали в блок анализа и калибровки.

Учет атмосферного поглощения в зависимости от высоты Солнца над горизонтом при h_H>10° производился с помощью выражения:

Коэффициент поглощения атмосферы а, характеризует поглощение радиоизлучения молекулами воды и кислорода. Для предлагаемого способа регистрации солнечных вспышек поглощением сигнала на длинах волн от 3 до 11 см в большинстве случаев можно пренебречь, хотя шумы от атмосферы возрастают на волнах короче 3-5 см.

Измерение антенной температуры Луны состоит в многократном наведении и отведении антенны от Луны. Это не мешает дневным наблюдениям солнечных вспышек. Наблюдения Луны выполняются в ясную погоду и в периоды, когда h_Л>80°, то есть, Луна проходит зенитную область. В эти же периоды обычно проводятся наблюдения для построения кривой приведенной выше.

Антенная температура Луны равна:

где

Поток радиоизлучения Луны рассчитывается по данным [21], интерполяция которых, например, на λ=5 см, дает выражение для средней яркостной температуры Луны:

где Ф - фаза Луны.

Тогда:

Где - топоцентрический радиус Луны.

Откалиброванный поток радиоизлучения Солнца:

В качестве процессора и устройства отображения для предложенного комплекса регистрации солнечных вспышек использован компьютер с дисплеем. Для регистрации всплесков радиоизлучения регистрируемый сигнал вводится в персональный компьютер с помощью 12-разрядного АЦП (плата L-154) со временем преобразования 1.7 мкс. Программа регистрации считывает сигнал с частотой 30 кГц и находит среднее значение за 0,5 с, которое фиксируется. Сравнительно большая частота считывания позволяет уменьшить влияние различных электрических наводок, низкой частоты (50 Гц и др.), на регистрируемый сигнал.

Записанный сигнал радиоизлучения Солнца обрабатывается по программе, которая учитывает изменение коэффициента усиления и фазы сигнала и которую можно изменить на 180°, «переворачивая» сигнал.

Пример результатов ежедневной калибровки с помощью программы, записанной в памяти процессора ПЭВМ, приведен на фиг. 7.

По оси абсцисс время, по оси ординат отчеты АЦП. Сигнал от Солнца без ГШ (обозначение "Солн") зарегистрирован при «нормальной» фазе и усилении равном 2, "Н(+)" - сигнал неба, записан при той же фазе и усилении, "Н(-)" - сигнал неба, при «обратной» фазе и коэффициентах усиления равных 10 и 20, это позволяет более точно померить сигнал антенны-неба. Далее, "Ноль" это сигнал при выключенной модуляции. "ГШ" - сигнал генератора шума, наложенный на сигнал неба при «обратной» фазе и двойном усилении.

В результате калибровки рассчитанное значение антенной температуры спокойного Солнца с учетом коэффициентов усиления и фаз равно 2393°К. Учитывая коэффициент в (13) для данного радиотелескопа и длины волны 5 см, поток радиоизлучения спокойного Солнца равен 215 сеп (1 сеп=10^-22⋅Вт⋅м^-2⋅Гц^-1). Для калибровки могут использоваться и другие небесные объекты.

Дальнейшая процедура сводится к регистрации солнечных вспышек, наблюдаемых в радиодиапазоне в виде всплесков яркости и по мощности.

Для примера на фиг. 8(a) приведен всплеск от вспышки класса С1.6, а на фиг. 8(б) от вспышки класса С5.6, которые были зафиксированы 08.08.2016 г.на радиотелескопах ГАС ГАО РАН на волне 3,2 и 4,9 см.

По архивным данным об интенсивности рентгеновского излучения начало сильной вспышки на фиг. 8а) было зарегистрировано в 7:34, максимум в 7:37 (С1.6 с проявлением в оптическом диапазоне) и концом в 7.43 UT, а для сильной вспышки на фиг. 8б) начало в 10:36, максимум в 10:44 (С5.6 с корональным выбросом массы) и концом в 10.50 UT. Очевидное несовпадение времени зарегистрированных всплесков радиоизлучений и их интенсивности с архивными данными является подтверждением необходимости предлагаемого изобретения и сложной морфологии поля интенсивности приземного радиоизлучения от солнечной вспышки. Использование в наблюдениях нескольких длин волн позволяет оценить состояние различных уровней хромосферы, затронутой солнечной вспышкой, и повысить надежность ее идентификации.

Наблюдения на длине волны 3.2 см (9350 МГц) с полосой 1 ГГц выполнялись на параболическом зеркале диаметром 2 м и фокусом 800 мм, облучаемом открытым концом круглого волновода с помощью отражающего гиперболического диска (система Кассегрена). Направление диаграммы направленности антенны - экваториальное, сопровождение обеспечивается электроприводом с точностью до 2' в час. Корректировка наведения антенны производилась ежечасно по сигналу. В наблюдениях сначала использовался модуляционный радиометр-поляриметр. Позже от него отказались, и фиксировалась только интенсивность излучения. Чувствительность канала регистрируемой интенсивности радиоизлучения при дискретизации τ=1 с была не хуже чем 0.5° К. Суточная нестабильность коэффициента усиления не больше 1%. Центральная частота приемника 9.7 ГГц, полоса 1 ГГц.

Одновременно регистрировался поток радиоизлучения на длине волны 4.9 см (6150 МГц) с полосой 1 ГГц с использованием параболического антенны диаметром 3 м, облучаемом открытым концом круглого волновода с помощью отражающего диска диаметром 350 мм. Направление диаграммы направленности антенны - экваториальное, сопровождение обеспечивается электроприводом с точностью до 2' в час. Корректировка наведения антенны производилась ежечасно по сигналу. Использован модуляционный радиометр-поляриметр, полная ширина шумовой дорожки при дискретизации 1 с не хуже, чем 1°К. Суточная нестабильность коэффициента усиления не больше 1%.

Взаимное расположение элементов комплекса предлагаемого изобретения должно обеспечивать наибольшую продолжительность непрерывных наблюдений за солнечным диском с минимизацией техногенных помех и может быть реализовано в стационарном и транспортируемом варианте. Расположение не менее двух разнесенных регистраторов солнечных вспышек, например на Камчатке и в Крыму, и/или в приполюсных районах позволяет почти круглосуточно контролировать радиоизлучение солнечного диска, а также реализовать принцип рефрактометрии.

Форма выполнения элементов и устройств комплекса в целом определяются доступной элементной базой, имеющимися ресурсами. Так, например, для съема сигнала в фокусе параболической антенны успешно использован полуволновой диполь, изготовленный из медных трубок, в качестве МШУ успешно использован предназначенный для компенсации потерь в очень длинных коаксиальных проводах линейный усилитель из комплекта спутникового ресивера и т.д. Современные же цифровые тюнеры представляют собой небольшую и дешевую специализированную микросхему. Все это существенно удешевляет решение поставленной задачи регистрации солнечных вспышек.

Предложенное изобретение позволяет повысить надежность и оперативность регистрации сильных солнечных вспышек, решать задачу обеспечения гелиогеофизической безопасности с помощью сравнительно дешевых, относительно стоимости известных прототипов, наземных радиотехнических устройств [22, 23]. Связанные с сильными солнечными вспышками короткопериодные вариации потока солнечного радиоизлучения в ГГц-диапазоне могут на 10-20 дБ превысить максимально допустимый уровень - 142 (дБ Вт)/(m² 4 кГц), установленный регламентом ITU RR2566 для спутниковых каналов связи.

Отличительными признаками предлагаемого изобретения от прототипа являются комплекс, объединяющий сеть приемных устройств, реализующих автоматизацию способа регистрации солнечных вспышек на основе простых технических решений и критериев интенсивности потока и энергии всплесков радиоизлучения Солнца на выбранных длинах волн с регулярной корректировкой по произошедшим событиям, использование калибровок регистрируемых характеристик. Комплекс регистрации интенсивности радиоизлучения Солнца содержит не менее одного комплекта антенных и приемных устройств, скоммутированных с блоком анализа и калибровки регистрируемого сигнала на базе процессора с устройством отображения информации (ПЭВМ оператора), который скоммутирован с пунктами регистрации радиоизлучения солнечных вспышек, сбора и обработки информации, электронными архивами гелиогеофизических данных.

Программное обеспечение для реализации заявленных функций комплекса выполнено на основе процессора для ОС Windows и Unix-подобных систем, серверных приложений и коммуникационной сети на основе Интернет-связи, оптоволокна, линий радиосвязи.

Литература

1. http://spaceweather.com/glossary/flareclasses.html.

2. http://www.solarstation.ru/.

3. http://www.gao.spb.ru/database/csa/.

4. http://www.gao.spb.ru/database/mfbase/.

5. http://www.gao.spb.ru/database/esai/.

6. http://www.n3kl.org/sun/noaa_archive/

7. http://www.wdcb.ru/stp/data/Solar_Flare_Events/

8. https://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/

9. Viereck, R.; Puga, L., McMullin, D., Judge, D., Weber, M., Tobiska, W.K. The Mg II index: A proxy for solar EUV. // Geophysical Research Letters, V. 28, P. 1343-1346, 2001.

10. Pap, J., Variations in solar Lyman alpha irradiance on short time scales. // Astronomy and Astrophysics, V. 264, no. 1, P. 249-259, 1992.

11. Tlatov, A.G., Dormidontov, D.V., Kirpichev, R.V., Pashchenko, M.P., Shramko, A.D. Synoptic and fast events on the sun according to observations at the center and wings of the Ca II K line at the Kislovodsk Mountain station patrol telescope. // Geomagn. Aeron. (Engl. Transl.), V. 55, P. 961-968, 2015.

12. Снегирев С.Д., Фридман В М., Шейнер О.А. Способ краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек Заявка: 2009136134/28, 29.09.2009 Опубликовано: 27.05.2011 Бюл. №15.

13. Фридман В.М, Шейнер О.А. Способ краткосрочного прогноза времени регистрации явления коронального выброса массы (КВМ) / Заявка: 2016100808, 12.01.2016, Дата публикации заявки: 17.07.2017 Бюл. №20, Опубликовано: 11.09.2017, Бюл. №26.

14. Способ регистрации коронального выброса массы / Бугаев А.С., Вагин Ю.П., Лапшин В.Б., Сыроешкин А.В., Палей А.А., Писанко Ю.В., Тертышников А.В., Чудновский B.C., Чудновский Л.С. Заявка: 2012142487/28, 05.10.2012, Опубликовано: 10.02.2014 Бюл. №4.

15. Снегирев С.Д., Шейнер О.А., Смирнова А.С. Способ прогноза геоэффективных солнечных вспышек / Заявка: 2012105896/28, дата подачи заявки 17.02.2012, Опубликовано: 27.08.2013, Бюл. №24.

16. Яснов Л.В., Гаврилов Г.М. Устройство для определения координат всплесков радиоизлучения Солнца / Заявка: 93033646/09, 29.06.1993, Дата публикации заявки: 27.02.1996.

17. Максимов В.П., Бакунина И.А., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я. Способ краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек / Заявка: 94025770/28, 11.07.1994, Опубликовано: 27.06.1998.

18. https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,88024.0.html

19. Кольцов Н.Е., Федотов Л.В. Приемно-регистрирующий канал радиотелескопа / Заявка: 2016115025/08, 18.04.2016, Опубликовано: 10.12.2016 Бюл. №34.

20. Городецкий А.Е., Дубаренко В.В., Артеменко Ю.Н., Парщиков А.А., Гиммельман В.Г., Кучинский Г.С, Мозгов А.П., Кучмин А.Ю. Система автоматического наведения радиотелескопа / Заявка: 2006125897/28, 17.07.2006; Опубликовано: 10.03.2008 Бюл. №7.

21. Троицкий B.C., Тихонова Т.В., Изв. ВУЗов, Радиофизика, 8, №9, 1970.

22. http://radiosky.com/12ghz.html.

23. Регистраторы универсальные. Сбор, оцифровка, хранение данных от аналоговых источников разного рода. http://www.edboe.ru/products/Registr.htm.

Подписи к рисункам

Фиг. 1 - схематичное представление Солнца (1), хромосферной вспышки (2) с распространяющимся излучением (тонкие штриховые линии 2*) до Земли (3) и приемных устройств (4^1…К) регистрации солнечного радиоизлучения;

Фиг. 2 - структурная схема комплекса для регистрации солнечных вспышек:

2 - хромосферная вспышка на солнечном диске, 2* - распространяющееся излучение от солнечной вспышки,

4 - наземный комплекс регистрации солнечного радиоизлучения, включающий пункты 4^1…К, в состав которых входят:

4^1…К.1_1…n - антенные комплексы с n≥1 - приемными антеннами и устройствами их наведения,

4^1…К.2 - МШУ, 4^1…К.3 - блоки питания,

4^1…К.4 - приемные устройства,

4^1…К.5 - блоки анализа, калибровки и архивации данных наблюдений с ПЭВМ на базе процессора и устройством отображения информации,

5 - центр приема, обработки и анализа гелиогеофизической информации с блоком архивных данных.

Фиг. 3. Всплеск мощности потока радиоизлучения Солнца, зарегистрированный 29.01.2019 г. при проверке способа регистрации вспышек с помощью антенн и приемных устройств радиотелескопов ГАС ГАО РАН на волне 3,2 см и 4.9 см.

Уровни (6) и (7) рассчитаны по архивным данным об интенсивности радиоизлучения солнечных вспышек 2016 г. и соответствуют критерию вспышки С1.

8, 10 - уровни и моменты начала и конца вспышки, 9 - момент максимальной амплитуды вспышки, 11 - граница (МО+2СКО на недельном отрезке наблюдений) вариаций потока радиоизлучения на длине волны 4.9 см.

Фиг. 4. Изменение мощности потока радиоизлучения Солнца 29.10.2014 г. при валидации способа регистрации вспышек с помощью антенн и приемных устройств радиотелескопов ГАС ГАО РАН на волне 3,2 см и 4.9 см. Уровни (6) и (7) соответствуют критерию сильной вспышки в рентгене класса С1. В овале событие «ложной вспышки».

Фиг. 5. Уровни радиосигнала при регистрации антенной температуры Солнца на этапах калибровки (17) и наблюдения (18): 12 - нулевой уровень принимаемого радиосигнала вне направления на Солнце, 13 - уровень излучения неба, 14 - уровень излучения неба с уровнем генератора шума, 15 - уровень излучения Солнца до коррекции, 16 - уровень излучения Солнца после коррекции на уровень генератора шума.

Фиг. 6. Экспериментальная калибровочная кривая антенной температуры неба от угла наклона антенны над горизонтом для длины волны 5 см.

Фиг. 7. Пример результатов ежедневной калибровки принимаемого сигнала 14.01.2003 г.

Фиг. 8. Всплески солнечного излучения, зарегистрированные на радиотелескопах ГАС ГАО РАН на волне 3,2 и 4,9 см 08.08.2016 г.