Физические основы прогноза К настоящему времени можно считать установленными основные типы энергетических потоков (частиц и излучения) от Солнца, воздействие которых приводит к тому или иному характеру возмущенности в околоземной среде (магнитосфере, ионосфере и атмосфере Земли): а) потоки сравнительно плотной (n ~ 1-70 см-3 на орбите Земли) квазинейтральной и низкоэнергичной (Е < 10 кэ в) плазмы солнечного ветра, вызывающие магнитосферные и ионосферные бури с длительностью от 1 сут и более; б) потоки энергичных (Е ~ 10-100 МэВ) «вспышечных» протонов малой плотности (n ~ 10-10-10-7 см-3) длительностью порядка нескольких часов, вызывающие явление «поглощения в полярной шапке» (ППШ); в) всплески потоков ультрафиолетового излучения от солнечных вспышек, вызывающие изменения концентрации в различных областях ионосферы, с характерным временем порядка 1 час; г) всплески потоков мягкого и жесткого рентгеновского излучения от вспышек, вызывающие внезапные ионосферные возмущения в D-области ионосферы, характерное время - несколько минут. Наиболее сильную глобальную перестройку магнитосферы и ионосферы вызывают потоки типа (а). Поэтому их изучению уделяется основное внимание на начальном этапе работ по прогнозированию и в этом докладе. Физическая суть метода прогноза возмущений в околоземной среде состоит в следующем: - выделить все наиболее геоэффективные потоки СВ типа (а); - определить их источники на диске Солнца; - найти закономерности распространения потоков СВ на участке Солнце - Земля, учесть их взаимодействие; - найти количественные соотношения между параметрами источников СВ на Солнце и характеристиками вызываемых ими магнитосферных возмущений (или параметрами СВ на орбите Земли). К настоящему времени достаточно надежно установлено, что СВ типа (а) могут быть разбиты на два больших класса: квазистационарные потоки СВ, время жизни источников которых t более суток, и спорадические потоки СВ, источники которых характеризуются величиной t менее суток. В свою очередь квазистационарный СВ подразделяется на два типа: быстрый СВ, истекающий из области корональных дыр и достигающий на орбите Земли V ~ 400-800 км/с и медленный СВ, текущий в поясе стримеров или цепочках стримеров, с V ~ 250-400 км/с, исследованию которого посвящена первая часть лекции. Пространственное распределение казистационарных потоков СВ в гелиосфере показано на рис. 5. Основными источниками спорадического СВ являются выбросы корональной массы включающие в себя эруптивное волокно и возможно, вспышки. Рис. 5. Вид Солнца и гелиосферы от Земли. Знание источников потоков СВ различных типов и их характеристик на Солнце позволяет рассчитать, а значит прогнозировать параметры СВ на 1 а.е. и связанные с ними индексы геомагнитной активности в зависимости от времени. В свою очередь, знание КР (t) и АР(t) дает возможность, используя модели возмущенных магнитосферы и ионосферы, определить положения наиболее важных пространственных структур: границы плазменного слоя, границы плазмосферы, а также место и время начала суббури и положение главного ионосферного провала. На рис. 6 показан вид Солнца и гелиосферы из точки над полюсом Солнца. Поскольку плазма СВ дви-жется радиально, на расстояниях R > 20Rо (Rо - радиус Солнца) быстрый СВ догоняет медленный СВ и сталкивается с ним. При их столкновении формируется область взаимодействия (IR). Она представляет собой узкий слой (несколько градусов), в котором резко меняются параметры СВ. IR - главный источник геомагнитных бурь. Поэтому для квазистационарных потоков СВ прогнозирование момента прихода на 1 а.е. и его характеристик является первоочередной задачей. Рис. 6. Вид Солнца и гелиосферы из точки над полюсом. Корональные дыры (КД) в свете линии 10830 Å считаются одним из наиболее надежных индикаторов источников быстрого СВ на Солнце. Однако в отдельные периоды солнечной активности прогноз параметров быстрого СВ на 1 а.е. с использованием КД может иметь весьма невысокую оправдываемость. Возможным выходом из этого положения является использование в качестве индикаторов источников быстрого СВ оснований открытых трубок магнитного (ООМТ) поля Солнца, рассчитанных по фотосферным магнитным полям с временным разрешением, равным времени получения магнитограммы Солнца, т.е. порядка 1 час. Метод таких расчетов развит и реализован в виде действующего сайта института в сети Internet. Этому прибору в ближайшие годы предстоит стать основным как в фундаментальных исследованиях по солнечно-земной физике, так и в системе мониторинга и прогноза программы «Космическая погода». Наиболее сильные геомагнитные возмущения вызываются спорадическими потоками СВ, распространяющимися, как правило, по квазистационарному СВ. В отдельных редких случаях возможна последовательность следующих друг за другом спорадических потоков. Они вызывают самые мощные возмущения магнитосферы и ионосферы Земли. В общем случае структура спорадического потока показана на рис. 7. Она представляет собой последовательность ударной волны, ударно нагретой плазмы и магнитного поршня (магнитное облако). Воздействие ударной волны на магнитосферу проявляется в виде внезапного начала (SSC). Вблизи Солнца в короне спорадические потоки наблюдаются на лимбе в белом свете в виде корональных выбросов массы (СМЕ). Рис. 7. Типичный вид связанного с СМЕ спорадического потока в гелиосфере. Принципы прогнозирования геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, те же, что и для квазистационарного СВ. Однако их эффективное воплощение во многом зависит от прогресса в решении следующих двух проблем: 1. Способы регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и определения их характеристик. В настоящее время известны как минимум 5 методов регистрации СМЕ на диске Солнца: а) прямые наблюдения СМЕ в линии 195 Å; б) по уменьшению светимости в области мягкого рентгена в месте образования СМЕ (dimming); в) по рождению короткоживущих КД при наблюдении в линиях 10830 Å и крайнего ультрафиолета; г) по динамике границ рядом расположенных КД, сопровождающей возникновение СМЕ; д) по LDE-вспышкам, регистрируемым в мягком рентгене. На данном этапе эти пять методов не обеспечивают регистрацию всех возникающих СМЕ на диске Солнца. Новые перспективы в определении источников открывают исследования динамики магнитных полей в солнечной атмосфере в момент возникновения спорадического потока СВ по данным сайта института, имеющих необходимое высокое временное. 2. Знание закономерностей распространения спорадических потоков в межпланетном пространстве: взаимодействия спорадического потока с квазистационарным СВ, по которому он распространяется к Земле; определения знака и максимальной величины Вz->компоненты за фронтом ударной волны и в области магнитного поршня. Имеющиеся в настоящее время методы для решения этих проблем позволяют осуществлять прогноз даже наиболее сильных магнитных бурь (Кр > 6) с оправдываемостью не лучше, чем 70 - 75 %. Наши предварительные исследования показали, что для периода вблизи минимума солнечной активности 1996 - 1997 гг. оправдываемость прогноза потоков быстрого СВ по КД может составить около 30 %, в то время, как по ООМТ она превышает 90 %. Учитывая это, а также тот факт, что наблюдения Солнца в различных диапазонах длин волн дают очень ограниченную, противоречивую и, главным образом, морфологическую (не количественную) информацию, можно с уверенностью сказать, что основой количественных исследований квазистационарного СВ и его прогноза в ближайшие годы станут магнитные поля на поверхности Солнца. Выводы 1. Пояс стримеров, в котором течет квазистационарный медленный солнечный ветер, на расстояниях R > (3-4)Ro от центра Солнца представляет собой последовательность пар радиальных лучей повышенной яркости. На расстояниях R, меньших высоты шлема стримера, каждый из пары лучей при продвижении к поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей » 2-3њ остается практически постоянным на R = (1.2-6.0) Ro. Направление магнитного поля в лучах каждой пары противоположное. 2. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых квазистационарными потоками СВ, в ближайшие годы будет определяться, в первую очередь, успехами фундаментальных исследований динамики магнитных структур с временным разрешением около 1 час, которые ежедневно появляются на сайте института (http://iszf.irk.ru/). Вопрос о роли такой динамики в формировании спорадических потоков СВ находится в стадии поисковых исследований. 3. Прогресс в прогнозировании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, зависит от решения в ближайшем будущем двух проблем: а) разработка методов регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их характеристик; б) выяснение природы возникновения Bz-компоненты в различных областях спорадических потоков СВ.