Особливості дрібномасштабної структури магнітного поля у сонячній плямі за даними у спектральних лініях титану, заліза і кальцію

Особливості дрібномасштабної структури магнітного поля у сонячній плямі за даними у спектральних лініях титану, заліза і кальцію / В. Лозицький, В. Шемінова, І. Яковкін, М. Громов. Вісник київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія. 2025. Вип. 1 (71). С. 22-29

В с т у п . Найнадійніші дані про магнітні поля у сонячних плямах отримано на основі вивчення ефекту Зеємана в лініях нейтрального заліза Fe I з великими факторами Ланде, в межах 2.5–3.0. Оскільки сонячні плями є дуже неоднорідними утвореннями, з надзвичайно тонкою (просторово нероздільною) структурою магнітного поля і розподілу термодинамічних параметрів, то представляє значний інтерес порівняння виміряних магнітних полів у лініях інших хімічних елементів, зокрема ліній титану і кальцію. Ці лінії значно підсилюються у сонячних плямах і більше відображають фізичні умови у найхолодніших ділянках сонячних плям, де можуть існувати особливо сильні магнітні поля. Саме тому метою цієї роботи є вивчення магнітних полів у сонячній плямі по спектральних лініях титану, кальцію, а також заліза.
М е т о д и . Використано спектрально-поляризаційний метод вимірювання магнітних полів для опрацювання спостережень, проведених на ешельному спектрографі горизонтального сонячного телескопа Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Зеєман-спектрограму сонячної плями 17 липня 2023 р. проскановано за допомогою сканера Epson Perfection V 550 й оцифровано з урахуванням нелінійності характеристичних кривих як фотоматеріалу, так і самого сканера. Оцінки поздовжніх і локальних магнітних полів у дослідженій плямі отримано на основі вивчення розщеплення бісекторів профілів I ± V ліній Ti I 6554.238 і 6556.066 Ǻ, Fe I 6569.224 Ǻ і Ca I 6572.795 Ǻ.
Р е з у л ь т а т и . Оскільки обрані спектральні лінії мають неповне спектральне розщеплення внаслідок невеликих факторів Ланде (від 1.08 до 1.5), з прямих вимірювань отримано оцінки лише поздовжньої компоненти магнітного поля BLOS, а не модуля напруженості. Цей параметр у деяких місцях плями достовірно відрізняється по лініях різних елементів і має найвищі значення (до 2400 Гс) по лінії Ti I 6556.066 Ǻ. Дані по обох "тіньових" лініях титану (які суттєво підсилюються в тіні плями) добре корелюють між собою, однак лінія Ti I 6556.066 Ǻ показує скрізь достовірно вищі поля, ніж інша лінія титану. Цікаво відмітити, що інша "тіньова" лінія, а саме Ca I 6572.795 Ǻ, показує найнижчі виміряні поля, до 1700 Гс. В останній лінії бісектори профілів I ± V мають максимум розщеплення на віддалі близько 0.32 Ǻ від її центра, що може вказувати на особливо сильні локальні поля напруженістю близько 10.5 кГс.
В и с н о в к и . У дослідженій сонячній плямі спостерігалася суттєва неоднорідність магнітного поля як по поверхні Сонця, так і по висоті в його атмосфері. Порівняння виміряних напруженостей магнітного поля з висотами формувань ліній показує, що у плямі існував значний висотний градієнт магнітного поля, на рівні  10 Гс / км за абсолютною величиною. Важливо відмітити, що знак цього градієнта був різний на різних висотах у плямі: вище рівня 305 км він був негативний, а на менших висотах – позитивний. Це може вказувати на те, що сонячна пляма є відносно неглибоким утворенням, яке нагадує тонкий млинець, а не глибоку силову трубку. З отриманих даних також випливає, що магнітне поле у цій плямі мало просторово нероздільну структуру по поверхні Сонця, локальні напруженості в якій були
суттєво вищими, ніж отримані з прямих спостережень, і ймовірно досягали 10.5 кГс. Найпереконливіше це випливає з даних по лінії кальцію. Саме ця лінія має помітний нахил бісекторів у профілях I ± V, який вказує на значний висотний градієнт швидкостей у фотосферних шарах плями.