Лозицький, Всеволод ГригоровичВсеволод ГригоровичЛозицькийСтоділка, М.М.Стоділка2026-05-282026-05-282019Лозицький, В., & Стоділка, М. (2019). Магнітні поля і термодинамічні умови в передмаксимальній фазі сонячного спалаху балу M6.4/3N. Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, (59), 20–28. https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2019.59.20-29УДК 523.985 + 52-33710.17721/BTSNUA.2019.59.20-29https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/22170Досліджено передмаксимальну фазу сонячного спалаху 19 липня 2000 р. балу M6.4/3N, який виник в активній області NOAA 9087. Ешельні зеєман-спектрограми цього спалаху були отримані на горизонтальному сонячному телескопі Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Ефективне магнітне поле Beff було виміряне по лініях FeI 6301.5 Ǻ, FeI 6302.5 Ǻ, Нα і Нβ. Виявилось, що в найяскравішому місці спалаху, яке проектувалось на невелику сонячну пляму N полярності, Beff по всіх чотирьох лініях були близькими між собою і відповідали 1.0–1.2 кГс. Водночас модуль напруженості магнітного поля на рівні формування FeI 6302.5, визначений за розщепленням піків V параметра Стокса і локалізацією σ-компонент у профілях I ± V, був у межах 1.6–2.6 кГс. Бісектори профілів I + V та I – V лінії FeI 6301.5 є паралельними між собою, що вказує на просту однокомпонентну структуру магнітного поля на рівні середньої фотосфери під спалахом. Бальмерівський декремент Imax(Нα)/Imax(Нβ) по лініях Нα і Нβ дорівнював 1.16. Напівемпірична модель фотосферних шарів спалаху будувалась за спостережними профілями Стокса І немагніточутливих ліній FeI 5123.7 i 5434.5 шляхом розв'язання оберненої задачі нерівноважного перенесення випромінювання з використанням стабілізаторів Тихонова. Виявилось, що для розподілу температури з висотою ефекти відхилення від ЛТР є суттєвими вже для шарів нижньої фотосфери, що відповідають висотам h ≥ 0 (тобто τ5 ≤ 1). У всій товщі фотосфери (h = 0–500 км) температура у спалаху понижена порівняно із незбуреною атмосферою, тоді як для h > 500 км вона є дещо підвищеною. Мікротурбулентна швидкість підвищена на висотах h > 200–500 км, тоді як на висотах h < 200 км вона понижена. Отримані результати вказують на те, що верхня фотосфера і нижня хромосфера суттєво збурюються під час сонячних спалахів навіть тоді, коли в нижчих шарах (середня фотосфера) магнітне поле є квазіоднорідним.We present a study of the pre-peak phase of the solar flare of M6.4 / 3N class which arose on July 19, 2000 in the NOAA 9087 active region. The effective magnetic field Beff was measured using the FeI 6301.5 Ǻ, FeI 6302.5 Ǻ, Hα and Hβ spectral lines. It was found that at the brightest place of the flare, which was projected onto a small sunspot of N polarity, Beff was close to each other on all four lines and corresponded to 1.0–1.2 kG. At the same time, the modulus of the magnetic field at the level of FeI 6302.5 formation, determined by the splitting of peaks V of the Stokes parameter and the localization of the σ-components in the I ± V profiles, was in the range 1.6–2.6 kG. The bisectors of the I + V and I – V profiles of the FeI 6301.5 line are parallel to each other, indicating a simple one-component structure of the magnetic field at the level of the middle photosphere under the flare. The Balmer decrement of Imax (Hα) / Imax (Hβ) by Hα and Hβ lines was 1.16. The semi-empirical model of the photospheric layers of the flare was constructed using Stokes I observations of non-magnetic-sensitive FeI 5123.7 and 5434.5 lines by solving the inverse equilibrium transfer problem using Tikhonov stabilizers. For the distribution of temperature with height, the effects of deviation from the LTE were found to be significant for the layers of the lower photosphere corresponding to the heights h ≥ 0 (i.e. τ5 ≤ 1). In the entire thickness of the photosphere (h = 0–500 km), the flare temperature is lower compared to the non-perturbed atmosphere, while it is slightly higher for h > 500 km. The micro-turbulent velocity is increased at altitudes h > 200–500 km, while at altitudes h < 200 km it is reduced. The obtained results indicate that the upper photosphere and the lower chromosphere are perturbed during solar flares, even when the magnetic field is quasi-homogeneous in the lower layers (middle photosphere).ukСонцесонячна активністьсонячні спалахиспалах 19 липня 2000 р. балу M6.4/3Nсонячні магнітні полянапівемпірична модельSunsolar activitysolar flaresflare on July 19, 2000 of M6.4 / 3N classsolar magnetic fieldssemi-empirical modelСтаття