Спектральні прояви локального підсилення магнітного поля на хромосферному рівні сонячного спалаху

Лозицький В., Яковкін І., Павліченко У. Спектральні прояви локального підсилення магнітного поля на хромосферному рівні сонячного спалаху. Вісник київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія. 2025. Вип. 1 (71). С. 15-21.

В с т у п . Сучасні оцінки локальних магнітних полів у сонячних спалахах дуже відрізняються між собою і містяться в діапазоні 102–105 Гс. Частково це обумовлено тим, що сонячні спалахи реально є дуже різні за своїми фізичними характеристиками, але також тим, що різні методи вимірювань магнітного поля не еквівалентні між собою, особливо, якщо магнітне поле є суттєво неоднорідним. Найменш вивченими на основі прямих методів є магнітні поля у сонячній хромосфері і короні. Саме тому метою представленої роботи є нові оцінки хромосферних магнітних полів у сонячному спалаху на основі аналізу характерних особливостей ефекту Зеємана у лінії Нα і порівняння відповідних результатів із тими, які випливають із вивчення магнітного розщеплення фотосферної лінії Fe I 6569.2 A.
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-спектрограма сонячного спалаху 5 листопада 2004 р. бала М4.1/1В для моменту 11:37 UT була просканована, і почорніння на спектрограмі переведені в інтенсивності з урахуванням характеристичних кривих як фотоматеріалу, так і самого сканера. Оцінювання усереднених і локальних магнітних полів в області сонячного спалаху і в сусідніх ділянках на Сонці виконано на основі вивчення розщеплення бісекторів профілів I ± V вказаних вище ліній.
Р е з у л ь т а т и . Виявлено суттєві ознаки висотної неоднорідності магнітного поля в діапазоні висот "фотосфера – хромосфера". На це вказує те, що поздовжня компонента магнітного поля BLOS була достовірно різною за величиною для вказаних спектральних ліній. В області сонячного спалаху відповідні напруженості були більшими по лінії Нα, ніж по лінії Fe I, тоді як за межами спалаху отримано обернене їх співвідношення. Крім того, бісектори профілів I ± V в лінії Нα всюди у досліджених областях не відповідають однорідному магнітному полю: вони переважно не паралельні між собою, а в області спалаху мають максимальне розщеплення поблизу центрів емісійних профілів.
В и с н о в к и . В області сонячного спалаху поздовжня компонента магнітного поля BLOS суттєво (до двох раз) більша по лінії Нα, ніж по лінії Fe I , досягає величини 1.5 кГс в області максимальної емісії спалаху. За межами спалаху відношення вказаних напруженостей по лініях Нα і Fe I отримано в межах 0.35–0.8. Непаралельність бісекторів у лінії Нα свідчить, що локальні магнітні поля на хромосферному рівні були значно сильнішими ніж 1.5 кГс, і можливо, досягали рівня 104 Гс.