Лозицький, Всеволод ГригоровичВсеволод ГригоровичЛозицький0000-0002-7005-646XЛозицька, Наталія ЙосипівнаНаталія ЙосипівнаЛозицька2026-06-012026-06-012017Лозицький, В., & Лозицька, Н. (2017). Порівняння хромосферних і фотосферних магнітних полів у двох сонячних спалахах балів Х1.1/4N і Х17.2/4B. Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, (56), 47–51. https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2017.56.47–51УДК 523.98510.17721/BTSNUA.2017.56.47–51https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/22259Із порівняння спектрально-поляризаційних вимірювань магнітного поля у двох потужних сонячних спалахах (28 жовтня 2003 р. балу Х17.2/4B і 17 липня 2004 р. балу X1.1/2N), виконаних у лініях FeI і D1 NaI, випливає, що ефективне магнітне поле Beff було сильнішим у хромосфері, ніж в фотосфері. Найсильніше магнітне поле (4600 Гс) зафіксовано на хромосферному рівні більш слабкого спалаху, причому це поле виявилось у 1.6 рази сильнішим, ніж магнітне поле в найближчій до спалаху сонячній плямі. Порівнюючи отримані результати з подібними даними роботи Лозицької та ін. [ 8 ] для спалахів 1981 і 1989 рр. (тобто циклів активності №№ 21 і 22), бачимо суттєву відмінність. В обох досліджених у цій роботі спалахах, які стосуються 23-го циклу, маємо для розщеплення емісійних піків Beff (FeI) < Beff (D1), тоді як у спалахах циклів №№ 21 і 22 виявлено обернену нерівність Beff (FeI) > Beff (D1). Цей результат поки що не має пояснення та вимагає додаткової перевіки на новому спостережному матеріалі.We compare the specral-polarized obsevations of magnetic fields in two powerful solar flares of October 28, 2003 (of X17.2 / 4B class) and July 17, 2004 (of X1.1 / 2N class) using FeI and D1 NaI lines. We found that in both flares the effective magnetic field Beff was stronger in the chromosphere than in the photosphere. The strongest magnetic field (4600 Gs) was measured at the chromospheric level of a weaker flare, and this field was 1.6 times stronger than the magnetic field in the nearest sunspot. Comparing the obtained results with similar data by Lozitska et al [8] for flares of 1981 and 1989 (i.e., for cycles Nos. 21 and 22), we can see a significant difference. In both flares of 2003 and 2004, which relate to 23rd cycle of solar activity, we have Beff (FeI) <Beff (D1) for splitting of emission peaks, whereas for flares of cycles Nos. 21 and 22, the inverse inequality Beff (FeI)> Beff(D1) is true. This result is still unclear and requires additional scrutiny on a base of new observational data.ukСонцесонячні магнітні полясонячні спалахи балу Хешельні зеєман-спектрограмирозщеплення емісійних піківнапруженості у фотосфері та хромосферіSunsolar magnetic fieldssolar flares of X classthe Echelle Zeeman-spectrogramssplitting of emission peaksmagnetic field strength in photosphere and chromosphereСтаття