Лозицький, Всеволод ГригоровичВсеволод ГригоровичЛозицькийЯковкін, ІванІванЯковкінПавліченко, УлянаУлянаПавліченко2025-12-172025-12-172025Лозицький 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.УДК 523.985+52-337https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2025.71.15-20https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/8898Background. Current estimates of local magnetic fields in solar flares vary greatly and are in the range of 102–105 G. This is partly due to the fact that solar flares are actually very different in their physical characteristics, but also to the fact that different methods of measuring the magnetic field are not equivalent to each other, especially if the magnetic field is significantly inhomogeneous. The least studied based on direct methods are the magnetic fields in the solar chromosphere and corona. That is why the purpose of the presented work is new estimates of chromospheric magnetic fields in a solar flare based on the analysis of the characteristic features of the Zeeman effect in the Hα line and comparison of the corresponding results with those that follow from the study of the magnetic splitting of the photospheric line Fe I 6569.2 A. Methods. The spectral-polarization method of measuring magnetic fields was used to process observations made with the Echelle spectrograph of the horizontal solar telescope of the Astronomical Observatory of the Taras Shevchenko National University of Kyiv. The Zeeman spectrogram of the solar flare of November 5, 2004 with a magnitude of M4.1/1B for the moment of 11:37 UT was scanned, and the blackening on the spectrogram was converted into intensity taking into account the characteristic curves of both the photographic material and the scanner itself. Estimates of the averaged and local magnetic fields in the solar flare region and in neighboring areas on the Sun were made on the basis of studying the splitting of the bisectors of the I ± V profiles of the above lines. Results. Significant signs of altitudinal inhomogeneity of the magnetic field were found in the height range “photosphere – chromosphere”. This is indicated by the fact that the longitudinal component BLOS of the magnetic field was significantly different in value for the specified spectral lines. In the solar flare region, the corresponding intensities were greater by the Hα line than by the Fe I line, while outside the flare, their inverse ratio was obtained. In addition, the bisectors of the I ± V profiles in the Hα line everywhere in the studied regions do not correspond to a homogeneous magnetic field: they are mostly not parallel to each other, and in the flare region they have a maximum splitting near the centers of the emission profiles. Conclusions. In the solar flare, the longitudinal component BLOS of the magnetic field is significantly (up to 2 times) larger by the Hα line than by the Fe I line, reaching a value of 1.5 kG in the region of maximum flare emission. Outside the flare, the ratio of the indicated intensities by the Hα and Fe I lines was obtained within 0.35–0.8. The non-parallelism of the bisectors in the Hα line indicates that the maximal magnetic fields at the chromospheric level were significantly stronger than 1.5 kG, and possibly reached the level of 104 G.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.ukсонячна активністьсонячні спалахимагнітні полябісектори профілів ліній Нα і Fe Iлокальне підсилення магнітного поляСонцеSunsolar activitysolar flaresmagnetic fieldsbisectors of the Hα and Fe I line profileslocal magnetic field enhancementСтаття