ВВЕДЕНИЕНаиболее энергичными проявлениями солнечной активности являются эруптивные события. Они включают в себя динамические явления, такие как вспышки, джеты, эрупции протуберанцев и корональные выбросы массы (КВМ). Сложность исследования эруптивных явлений заключается в том, что на данный момент непрерывные наблюдения процесса эрупции от зарождения в нижних слоях атмосферы до перехода в возмущенное состояние межпланетной среды редко удается реализовать.Отличительной чертой радионаблюдений является возможность мониторинга КВМ на стадии их формирования в нижней короне и регистрации до расстояний в несколько радиусов Солнца. В микроволновом диапазоне для наблюдения КВМ в солнечной атмосфере с пространственным разрешением используются радиогелиограф Нобеяма (NoRH) на частотах 17 и 34 ГГц [Nakajima et al., 1994] и Сибирский солнечный радиотелескоп (ССРТ) на частоте 5.7 ГГц, [Grechnev, 2003].Связанные с эрупцией события отличаются большим разнообразием динамики развития, массы и скорости движения вещества. Наиболее мощными эруптивными событиями являются КВМ, в которых масса выбрасываемого вещества может достигать 109 т, а скорость — 2000 км/с. КВМ наблюдается в виде растущей гигантской петли, одно или оба основания которой закреплены в солнечной атмосфере. Магнитное поле в выбросе, как правило, выше, чем в спокойном солнечном ветре, и представляет собой скрученные в жгут магнитные силовые линии. Наиболее известны наблюдения КВМ в картинной плоскости с помощью коронографов SOHO/LASCO [Brueckner et al., 1995; https://sohowww.nascom.nasa. gov]. В настоящее время удается определить направление движения КВМ с помощью пары космических аппаратов проекта STEREO [Kaiser et al., 2007; https://stereo.gsfc.nasa.gov], которые разведены на большие углы по орбите Земли. Если КВМ направлен в сторону Земли, он достигает ее за время от одного до трех дней, приводя к возмущению плазмы околоземного пространства, что является важным фактором космической погоды.Появление КВМ часто связано с эрупцией волокон. Анализируя последовательности изображений NoRH на 17 ГГц, авторы [Gopalswamy et al., 2003] установили на большом статистическом материале, что 82 % эрупций волокон сопровождались КВМ. В волокнах содержится холодная плазма с яркостной температурой около 8000 K, следовательно, КВМ является оптически толстым в микроволнах. В излучении волокна доминирует тепловое тормозное излучение, поэтому его видно как темную структуру на фоне диска, яркостная температура которого составляет 10 000 K на 17 ГГц. Выше лимба волокно ярко выделяется на фоне неба [Kundu et al., 2004]. На изображениях ССРТ контраст яркостных температур волокна и спокойного диска Солнца больше, чем на изображениях радиогелиографа NoRH. Это связано с тем, что яркостная температура спокойного Солнца на 5.7 ГГц выше и равна 16 000 K. Первые наблюдения эруптирующих волокон на ССРТ опубликованы в работе [Uralov et al., 2002; Alissandrakis et al., 2013].Наряду с крупномасштабными эрупциями волокон наблюдения в крайнем ультрафиолетовом диапазоне обнаруживают часто происходящие мелкомасштабные выбросы плазмы в солнечную корону — так называемые джеты. Они представляют собой быстро поднимающиеся коллимированные струи плазмы вдоль силовых линий магнитного поля, наблюдаемые    в крайнем ультрафиолетовом и жестком рентгеновском излучении [Shimojo et al., 1996; Canfield et al., 1996]. Их длина может варьировать от характерных для макроспикул размеров небольших струй до сотен тысяч километров в случае рентгеновских джетов [Raouafi et al., 2016], а время жизни может изменяться от нескольких минут до нескольких часов. Наблюдения джетов в микроволновом излуче-нии крайне редки из-за малых размеров и относительно низких яркостных температур. Известны работы [Kundu et al., 1999; Nakajima, Yokoyama, 2002] с описанием наблюдений событий, связанных с джетом на 17 ГГц. Было показано, что плазма джета может быть нагрета до яркостной температуры 28 МK, а также может присутствовать нетепловая компонента электронов. Исследования природы джетов важны для понимания процессов нагрева короны и формирования солнечного ветра, т. е., связаны с широким кругом задач гелиофизики.В микроволновом излучении выбросы вещества, включая небольшие джеты, могут быть обнаружены также по затенению локального микроволнового источника облаком холодного поглощающего вещества. На световых кривых микроволнового излучения затенения проявляются как депрессии излучения, так называемые отрицательные всплески, с длительностью от нескольких минут до десятков минут. Первое событие с отрицательным всплеском описано в работе [Covington, 1969] как послевсплесковое уменьшение радиопотока на частоте 2.8 ГГц после импульсного радиовсплеска 19 мая 1951 г. В последние годы исследованию диагностического потенциала наблюдений отрицательных всплесков был посвящен ряд работ, использующих наблюдения на радиогелиографах [Maksimov, Nefedyev, 1991; Grechnev et al., 2013, 2014; Uralov et al., 2014].В 2016 г. в Радиоастрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН начаты наблюдения на многоволновом Сибирском радиогелиографе (СРГ) в диапазоне частот 4–8 ГГц [Лесовой, Кобец, 2017]. Первые наблюдения показали, что корреляционные кривые дают возможность уверенной регистрации событий с залимбовыми эрупциями и отрицательными всплесками [Лесовой, Кобец, 2017; Grechnev et al., 2018]. Основная цель данной статьи заключается в продолжении работы по оценке возможностей СРГ для наблюдений эруптивных явлений. Рассматриваются два метода наблюдений выбросов плазмы. Первый заключается в том, чтобы по построенным изображениям прослеживать движение эруптивных волокон и струй над солнечным лимбом. Второй метод основан на том, чтобы по изображениям диска Солнца, полученным СРГ, исследовать динамику источника, затенение которого приводит к отрицательному всплеску интегрального микроволнового излучения._____________________________________________________________________________Работа выполнена за счет средств российского научного фонда (проект № 18-12-00172). Экспериментальные данные получены с использованием уникальной научной установки ССРТ [http://ckp-rf.ru/usu/73606].