Лозицька, Наталія ЙосипівнаНаталія ЙосипівнаЛозицькаЯковкін, ІванІванЯковкін0000-0002-6895-5271Лозицький, Всеволод ГригоровичВсеволод ГригоровичЛозицький2026-01-142026-01-142023Лозицька Н., Яковкін І., Лозицький В. Порівняння магнітних полів по лініях натрію і нікелю, виміряних в області сейсмічного джерела потужного сонячного спалаху. Вісник київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія. 2023. Вип. 1/2 (67/68). С. 28-34.УДК 523.98 + 52-33710.17721/BTSNUA.2023.67.28-34https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/9735В с т у п . Сейсмічні джерела у сонячних спалахах є найменш вивченим проявом сонячної активності. Оскільки можливими джерелами їхньої енергії є магнітні поля, а також пучки електронів і протонів, важливо детально дослідити магнітні поля в області сейсмічних джерел на різних рівнях сонячної атмосфери, включаючи діапазон висот "фотосфера – хромосфера". Для таких досліджень, є зручними спектральні лінії D1 і D2 NaI, а також лінія NiI 5892.883, які розміщені у спектрі досить близько (до 6 Å), але мають суттєво відмінні висоти формування в сонячній атмосфері. 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 28 жовтня 2003 р. бала X17,2/4B для моменту 11:15 UT була просканована, і почорніння на спектрограмі переведені в інтенсивності з урахуванням характеристичних кривих як фотоматеріалу, так і самого сканера. За отриманими в результаті цього профілями вказаних вище спектральних ліній аналізували прояви ефекту Зеємана в наближенні слабкого магнітного поля і з урахуванням емпіричних факторів Ланде ліній. Р е з у л ь т а т и . Виявлено, що у вказаному сонячному спалаху лінії D1 і D2 NaI мали вузькі й інтенсивні емісійні піки, які значно (до 1,8 раза) перевищували рівень найближчого спектрального континууму. Якщо для калібрування вимірювань використовувати емпіричні фактори Ланде, які враховують ефект Пашена – Бака, то ефективні напруженості Beff по лініях D1 і D2 добре узгоджуються між собою і містяться в межах 0,7–1,0 кГс при похибках вимірювань близько 0,07 кГс. Оцінювання локальних напруженостей Bmax із розщеплення вершин емісійних піків приводить до оцінок магнітного поля, які у 1,5–3 рази вищі за Beff. На значну неоднорідність магнітного поля у вертикальному напрямку вказує те, що по лінії NiI виміряно близьке до нуля магнітне поле. В и с н о в к и . Отримані результати вказують на локальне підсилення магнітного поля на хромосферному рівні не лише в області сейсмічного джерела, але також і за його межами. Це підтверджує гіпотезу про те, що в області сонячного спалаху діють специфічні фізичні механізми підсилення магнітного поля, відмінні від наявних у сонячних плямах.B a c k g r o u n d . Seismic sources in solar flares are the least studied manifestation of solar activity. Since the possible sources of their energy are magnetic fields as well as beams of electrons and protons, it is important to study in detail the magnetic fields in the region of seismic sources at different levels of the solar atmosphere, including the height range "photosphere – chromosphere". For such studies, the D1 and D2 NaI spectral lines as well as the NiI 5892.883 line are convenient, which are quite close in the spectrum (up to 6 Å), but have significantly different heights of formation in the solar atmosphere. M e t h o d s . The spectral-polarization method of measuring magnetic fields was used to process the observations made on the Echelle spectrograph of the horizontal solar telescope of the Astronomical Observatory of Taras Shevchenko Kyiv National University. The Zeeman spectrogram of the solar flare on October 28, 2003 of X17,2/4B class for the moment 11:15 UT was scanned, and the blackening on the spectrogram was converted into intensity taking into account the characteristic curves of both the photo material and the scanner itself. Based on the resulting profiles of the spectral lines indicated above, manifestations of the Zeeman effect in the approximation of a weak magnetic field and taking into account the empirical factors of the Lande lines were analyzed. R e s u l t s . It was found that in the specified solar flare, the D1 and D2 NaI lines had narrow and intense emission peaks that significantly (up to 1,8 times) exceeded the level of the nearest spectral continuum. If the empirical Lande factors, which take into account the Paschen-Back effect, are used for the calibration of the measurements, then effective magnetic fields Beff by the D1 and D2 lines agree well with each other and are within 0,7–1,0 kG with measurement errors of about 0,07 kG. Estimation of local fields Bmax by splitting the tops of emission peaks leads to estimates of the magnetic field, which are 1,5–3 times higher than Beff. A significant inhomogeneity of the magnetic field in the vertical direction is indicated by the fact that a near-zero magnetic field was measured by the NiI line. C o n c l u s i o n s . The obtained results indicate a local strengthening of the magnetic field at the chromospheric level not only in the region of the seismic source, but also beyond it. This confirms the hypothesis that specific physical mechanisms of magnetic field amplification operate in the solar flare region, different from those in sunspots.ukсонячна активністьсонячні спалахимагнітні поляметод відношення лінійпрофілі ліній NaI та NiIСонцеSunsolar activitysolar flaresmagnetic fieldsline ratio methodmeasurements using NaI and NiI linesСтаття