Модели краткосрочного прогноза максимального рентгеновского класса солнечных вспышек на основе магнитной энергии активных областей

Обложка

Цитировать

Полный текст

Открытый доступ Открытый доступ
Доступ закрыт Доступ предоставлен
Доступ закрыт Только для подписчиков

Аннотация

Выполнена проверка и сделана оценка точности модели краткосрочного (24 ч) прогнозирования максимального рентгеновского класса солнечных вспышек на основе степенной зависимости от энергии потенциального магнитного поля активной области, которая была предложена M. Aschwanden в 2020 г. Для этого проанализирована выборка из 275 вспышек (253 M-класса и 22 X-класса) в изолированных активных областях на Солнце в 2010−2023 гг. Экстраполяция магнитного поля в нелинейном бессиловом и потенциальном приближениях сделана с помощью GX Simulator на основе фотосферных векторных магнитограмм инструмента Helioseismic Magnetic Imager на борту Solar Dynamics Observatory. Установлено, что в 6% случаев модель дает заниженный прогнозируемый максимальный класс вспышки относительно наблюдаемого (максимальное занижение в 4.4 раза). Точность модели (среднее отношения наблюдаемого к прогнозируемому максимальному классу вспышек) 0.31 ± 0.47. Предложены четыре другие статистические модели, две из которых так же, как и обсуждаемая модель, основаны на степенной зависимости максимального класса вспышки от энергии потенциального магнитного поля, а две другие – на степенной зависимости от свободной магнитной энергии. Эти модели дают меньшее количество заниженных прогнозов (или не дают совсем) максимального класса вспышки, но примерно в два-три раза более низкую точность прогноза от 0.11 до 0.17. Дополнительно на основе полученного статистического материала сделаны оценки предельного рентгеновского класса солнечных вспышек. Пять моделей дали разные предельные значения от ~X14 до ~X250. Кратко обсуждается реалистичность этих значений и возможность уточнения моделей на основе расширения выборки событий.

Полный текст

Доступ закрыт

Об авторах

И. В. Зимовец

Институт космических исследований Российской академии наук (ИКИ РАН)

Автор, ответственный за переписку.
Email: ivanzim@cosmos.ru
Россия, Москва

И. Н. Шарыкин

Институт космических исследований Российской академии наук (ИКИ РАН)

Email: ivan.sharykin@phystech.edu
Россия, Москва

Список литературы

  1. Ишков В.Н. Прогноз солнечных вспышечных явлений: солнечные протонные события // Изв. РАН. Сер. физич. T. 87. № 7. С. 1010–1013. 2023. https://doi.org/10.31857/S0367676523701788
  2. Нечаева А.Б., Зимовец И.В., Зубик В.С., Шарыкин И.Н. Эволюция характеристик вертикального электрического тока и магнитного поля в активных областях Солнца и их связь с мощными вспышками // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 64. № 2. С. 175–198. 2024.
  3. Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика. Москва: Мир, 592 с. 1985.
  4. Aschwanden M.J. Global energetics of Solar Flares. XI. Flare magnitude predictions of the GOES class // Astrophys. J. V. 897. № 1. ID 16. 2020. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab9630
  5. Belov A. Properties of solar X-ray flares and proton event forecasting // Adv. Space Res. V. 43. № 4. P. 467−473. 2009. https://doi.org/10.1016/j.asr.2008.08.011
  6. Bobra M.G., Couvidat S. Solar flare prediction using SDO/HMI vector magnetic field data with a machine-learning algorithm // Astrophys. J. V. 798. № 2. ID 135. 2015. https://doi.org/10.1088/0004-637X/798/2/135
  7. Brodrick D., Tingay S., Wieringa M. X-ray magnitude of the 4 November 2003 solar flare inferred from ionospheric attenuation of the galactic radio background // J. Geophys. Res. – Space. V. 110. № 9. ID A09S36. 2005. https://doi.org/10.1029/2004JA010960
  8. Cliver E.W., Schrijver C.J., Shibata K., Usoskin I.G. Extreme solar events // Living Rev. Sol. Phys. V. 19. № 1. ID 2. 2022. https://doi.org/10.1007/s41116-022-00033-8
  9. Emslie A.G., Dennis B.R., Shih A.Y., Chamberlin P.C., Mewaldt R.A., Moore C.S., Share G.H., Vourlidas A., Welsch B.T. Global energetics of thirty-eight large solar eruptive events // Astrophys. J. V. 759. № 1. ID 71. 2012. https://doi.org/10.1088/0004-637X/759/1/71
  10. Fleishman G., Anfinogentov S., Loukitcheva M., Mysh’yakov I., Stupishin A. Casting the coronal magnetic field reconstruction tools in 3D using the MHD Bifrost model // Astrophys. J. V. 839. № 1. ID 30. 2017. https://doi.org/10.3847/1538-4357/aa6840
  11. Georgoulis M.K., Yardley S.L., Guerra J.A. et al. Prediction of solar energetic events impacting space weather conditions // Adv. Space Res. 2024. (in press). https://doi.org/10.1016/j.asr.2024.02.030
  12. Guo Y., Cheng X., Ding M.D. Origin and structures of solar eruptions. II. Magnetic modeling // Sci. China Earth Sci. V. 60. № 8. P. 1408−1439. 2017. https://doi.org/10.1007/s11430-017-9081-x
  13. Guo Y., Ding M.D., Wiegelmann T. 3D magnetic field configuration of the 2006 December 13 flare extrapolated with the optimization method // Astrophys. J. V. 679. № 2. P. 1629−1635. 2008. https://doi.org/10.1086/587684
  14. Inoue S., Hayashi K., Kusano K. Structure and stability of magnetic fields in solar active region 12192 based on nonlinear force-free field modeling // Astrophys. J. V. 818. № 2. ID 168. 2016. https://doi.org/10.3847/0004-637X/818/2/168
  15. Katsova M.M., Obridko V.N., Sokoloff D.D., Livshits I.M. Solar and stellar flares: frequency, active regions and stellar dynamo // Astrophys. J. V. 936. № 1. ID 49. 2022. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ac85e3
  16. Mahajan K.K., Lodhi N.K., Upadhayaya A.K. Observations of X-ray and EUV fluxes during X-class solar flares and response of upper ionosphere // J. Geophys. Res. – Space. V. 115. № 12. ID A12330. 2010. https://doi.org/10.1029/2010JA015576
  17. Muller D., Nicula B., Felix S. et al. JHelioviewer. Time-dependent 3D visualization of solar and heliospheric data // Astron. Astrophys. V. 606. ID A10. 2017. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201730893
  18. Nita G.M., Fleishman G.D., Kuznetsov A.A., Anfinogentov S.A., Stupishin A.G., Kontar E.P., Schonfeld S.J., Klimchuk J.A., Gary D.E. Data-constrained solar modeling with GX Simulator // Astrophys. J. Suppl. S. V. 267. № 1. ID 6. 2023. https://doi.org/10.3847/1538-4365/acd343
  19. Priest E.R., Forbes T.G. The magnetic nature of solar flares // Astron. Astrophys. Rev. V. 10. № 4. P. 313−377. 2002. https://doi.org/10.1007/s001590100013
  20. Rudenko G.V., Myshyakov I.I. Analysis of reconstruction methods for nonlinear force-free fields // Sol. Phys. V. 257. № 2. P. 287−304. 2009. https://doi.org/10.1007/s11207-009-9389-7
  21. Sakurai T. Probability distribution functions of solar and stellar flares // Physics. V. 5. № 1. P. 11−23. 2023. https://doi.org/10.3390/physics5010002
  22. Scherrer P.H., Schou J., Bush R.I. et al. The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Investigation for the Solar Dynamics Observatory (SDO) // Sol. Phys. V. 275. № 1−2. P. 207−227. 2012. doi: 10.1007/s11207-011-9834-2
  23. Sharykin I.N., Zimovets I.V., Myshyakov I.I., Meshalkina N.S. Flare energy release at the magnetic field polarity inversion line during the M1.2 solar flare of 2015 March 15. I. Onset of plasma heating and electron acceleration // Astrophys. J. V. 864. № 2. ID 156. 2018. https://doi.org/10.3847/1538-4357/aada15
  24. Sharykin I.N., Zimovets I.V., Myshyakov I.I. Flare energy release at the magnetic field polarity inversion line during the M1.2 solar flare of 2015 March 15. II. Investigation of photospheric electric current and magnetic field variations using HMI 135 s vector magnetograms // Astrophys. J. V. 893. № 2. ID 159. 2020. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab84ef
  25. Shibata K., Isobe H., Hillier A. et al. Can superflares occur on our Sun? // Publ. Astron. Soc. Jpn. V. 65. № 3. ID 49. 2013. https://doi.org/10.1093/pasj/65.3.49
  26. Sun X., Bobra M.G., Hoeksema J.T., Liu Y., Li Y., Shen C., Couvidat S., Norton A.A., Fisher G.H. Why is the great solar active region 12192 flare-rich but CME-poor? // Astrophys. J. V. 804. № 2. ID L28. 2015. https://doi.org/10.1088/2041-8205/804/2/L28
  27. Thalmann J.K., Tiwari S.K., Wiegelmann T. Comparison of force-free coronal magnetic field modeling using vector fields from Hinode and Solar Dynamics Observatory // Astrophys. J. V. 769. № 1. ID 59. 2013. https://doi.org/10.1088/0004-637X/769/1/59
  28. Thalmann J.K., Su Y., Temmer M., Veronig A.M. The confined X-class flares of solar active region 2192 // Astrophys. J. Lett. V. 801. № 2. ID L23. 2015. https://doi.org/10.1088/2041-8205/801/2/L23
  29. White S.M., Thomas R.J., Schwartz R.A. Updated expressions for determining temperatures and emission measures from GOES soft X-ray measurements // Sol. Phys. V. 227. № 2. P. 231−248. 2005. https://doi.org/10.1007/s11207-005-2445-z
  30. Wiegelmann T., Sakurai T. Solar force-free magnetic fields // Living Rev. Sol. Phys. V. 9. № 1. ID 5. 2012. https://doi.org/10.12942/lrsp-2012-5
  31. Zimovets I., Sharykin I., Myshyakov I. Quasi-periodic energy release in a three-ribbon solar flare // Sol. Phys. V. 296. № 12. ID 188. 2021. https://doi.org/10.1007/s11207-021-01936-9

Дополнительные файлы

Доп. файлы
Действие
1. JATS XML
Скачать
2. Рис. 1. Зависимость наблюдаемого за сутки максимального рентгеновского класса солнечной вспышки от энергии потенциального магнитного поля в родительской активной области и модели краткосрочного прогноза вспышек: A (штриховая линия), Z1 (пунктирная линия), Z2 (штрихпунктирная линия). Маленькие черные звездочки – вспышки в 2010–2017 гг. (24-й цикл), серые – в 2021–2023 гг. (25-й цикл). Указан NOAA номер активной области и класс Макинтоша. Оценки предельного класса вспышек показаны крупными треугольником, ромбом и крестиком как пересечение моделей A, Z1, Z2, соответственно, с вертикальной штрихпунктирной линией справа.

Скачать (60KB)
Метаданные
3. Рис. 2. Зависимость отношения наблюдаемого к прогнозируемому максимальному классу солнечных вспышек от наблюдаемого максимального класса для моделей A (звездочки), Z1 (ромбы), Z2 (треугольники). Средние значения отношений (плюс-минус среднеквадратичные отклонения) для моделей A, Z1 и Z2 показаны горизонтальными пунктирной, штриховой и штрихпунктирной линиями соответственно.

Скачать (59KB)
Метаданные
4. Рис. 3. Зависимость наблюдаемого за сутки максимального рентгеновского класса солнечной вспышки от свободной магнитной энергии в родительской активной области и модели краткосрочного прогноза вспышек: Z3 (пунктирная линия), Z4 (штриховая линия). Черные маленькие звездочки – вспышки в 2010–2017 гг. (24-й цикл), серые маленькие звездочки – в 2021–2023 гг. (25-й цикл). Указан NOAA номер активной области и класс Макинтоша. Оценки предельного класса вспышек показаны крупными ромбами как пересечение моделей Z3, Z4 с вертикальной штрихпунктирной линией справа.

Скачать (65KB)
Метаданные
5. Рис. 4. Зависимость отношения наблюдаемого к прогнозируемому максимальному классу солнечных вспышек от наблюдаемого максимального класса для моделей A (звездочки), Z3 (ромбы), Z4 (треугольники). Средние значения отношений (плюс-минус среднеквадратичные отклонения) для моделей A, Z3 и Z4 показаны горизонтальными пунктирной, штриховой и штрихпунктирной линиями соответственно.

Скачать (58KB)
Метаданные
6. Рис. 5. Зависимости магнитной энергии нелинейного бессилового поля от энергии потенциального магнитного поля (а), свободной магнитной энергии от энергии потенциального поля (б) и от энергии нелинейного бессилового поля (в) в активных областях для рассмотренной выборки вспышек. Штриховая прямая – линия y = x. Маленькие квадраты на (а) – случаи с отрицательной свободной магнитной энергией (примерно 8.7%). На (г) и (д) зависимости отношения свободной магнитной энергии к энергии потенциального и нелинейного бессилового поля от энергии потенциального и нелинейного бессилового поля соответственно.

Скачать (65KB)
Метаданные
7. Рис. 6. Зависимости наблюдаемого за сутки максимального класса солнечной вспышки в активной области от ее характеристик: (а) – числа солнечных пятен, (б) – площади пятен, (в) – углового долготного размера группы пятен, (г) – беззнакового потока вертикальной компоненты вектора магнитного поля на фотосфере, (д) – беззнакового “потока” горизонтального поля на фотосфере, (е) – беззнакового вертикального тока на фотосфере, (ё) – энергии нелинейного бессилового магнитного поля, (ж, з) – отношения свободной магнитной энергии к энергии потенциального и нелинейного бессилового магнитного поля соответственно.

Скачать (91KB)
Метаданные

© Российская академия наук, 2024