Лозицький, Всеволод ГригоровичВсеволод ГригоровичЛозицький2026-06-012026-06-012018Лозицький, В. (2018). Вимірювання локальних магнітних полів у сонячному спалаху за розщепленням емісійних піків у ядрах спектральних ліній. Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, (57), 47–51. https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2018.57.47-52УДК 523.98510.17721/BTSNUA.2018.57.47-52https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/22228Досліджено сонячний спалах 19.07.2000 р. балу M 5.6 / 3N, що виник в активній зоні NOAA 9087. Спостережний матеріал отримано на ешельному спектрографі горизонтального сонячного телескопа Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Локальні магнітні поля у цьому спалаху вимірювали за розщепленням емісійних піків ліній FeI 5269.54, FeII 4923.93, Нα, Нβ , Нγ і D3. Основна ідея методу базується на тому, що спалахова емісія в деяких спектральних лініях чітко розділяється на дві компоненти: (1) більш широку і неполяризовану і (2) вужчу і поляризовану, зі значним зеєманівським розщепленням. Це вказує на двокомпонентну структуру магнітного поля, із суттєво різними магнітними полями і термодинамічними умовами у двох компонентах. Завдяки тому, що поляризована емісія досить упевнено відділяється від неполяризованої, можна виміряти локальні магнітні поля безпосередньо у другій (сильній) компоненті, притому незалежно від фактора заповнення. Було з'ясовано, що у яскравому вузлі цього спалаху, який проектувався на півтінь сонячної плями, ефективне магнітне поле Beff у лініях FeI 6301.5 i 6302.5, виміряне по розщепленню фраунгоферових профілів, дорівнювало 900 Гс. Однак розщеплення емісійних піків у лініях Нα, Нβ, Нγ і D3 відповідає 1000 Гс, 1400 Гс, 1450 Гс і ≈ 0 відповідно, за величини похибок 30–50 Гс для зазначених ліній FeI і близько 100–150 Гс для інших ліній. Така розбіжність результатів імовірно пов'язана з тим, що у випадку ліній FeI 6301.5 i 6302.5 величина Beff відображає кілька параметрів, у тому числі величину фонового поля, фактор заповнення і напруженість локальних полів у сильній компоненті. На противагу цьому, дані по лініях Нα, Нβ, Нγ і D3 відображають переважно локальні поля в сильній компоненті і вказують на немонотонний розподіл магнітного поля з висотою, з його максимумом на хромосферному рівні сонячного спалаху. Раніше в цьому спаласі, при побудові його напівемпіричної моделі, було виявлено локальне підсилення магнітного поля на фотосферному рівні, причому його величина досягала 1500 Гс. Ці дані підтверджуються прямими вимірюваннями розщеплення емісійних піків у лініях FeI 5269.54 і FeIІ 4923.93, згідно з якими магнітне поле у спалаху було 1250 ± 100 Гс. Таким чином, у зазначеному спалаху існувало принаймні дві ділянки (можливо, два плоских шари) локального підсилення магнітного поля.We present study of solar flare of 19 July 2000 which arose in active region NOAA 9087 and had M 5.6 / 3N importance. Observational material was obtained with the Echelle spectrograph of the horizontal solar telescope of the Astronomical Observatory of Taras Shevchenko National University of Kyiv. The local magnetic fields in this flare were measured by the splitting of emissive peaks of the FeI 5269.54, FeII 4923.93, Нα, Нβ, Нγ and D3 HeI lines. The basic idea of the method is based on the fact that the flare emission in some spectral lines is clearly divided into two components: (1) wider and unpolarized, and (2) more narrow and polarized, with significant Zeeman splitting. This is indication to the two-component structure of the magnetic field, with substantially different magnetic fields and thermodynamical conditions in these two components. Due to the fact that the polarized emission is quite confidently separated from the unpolarized, it is possible to measure the local magnetic fields directly in the second (strong) component regardless of the filling factor. It was found that in the bright place of this flare, which was projected on the sunspot penumbra, the effective magnetic field Beff in the FeI 6301.5 i 6302.5 lines measured by splitting of the Fraunhofer profiles, was 900 G. However, the splitting of emissive peaks in Нα, Нβ, Нγ and D3 lines corresponds to 1000 G, 1400 G, 1450 G and about zero, respectively, with errors of 30-50 G for above-named FeI lines and about 100–150 G for other lines. This difference in the results is probably due to the fact that in the case of FeI 6301.5 i 6302.5 lines, the Beff value represents several parameters, including the value of the background field, the filling factor, and the intensity of the local fields in the strong component. In contrast, data on the Нα, Нβ , Нγ, and D3 lines mainly reflect local fields in the strong component and indicate the non monotonous distribution of the magnetic field with height in solar atmosphere, with its maximum at the chromospheric level. Earlier in this flare, when constructing its semi-empirical model, local amplification of the magnetic field at the photospheric level was discovered, and its value reached 1500 G. These data are confirmed by direct measurements of splitting of emissive peaks in FeI 5269.54 and FeII 4923.93 lines, according to which the magnetic field in the flare was 1250 ± 100 G. Thus, in this flare there were at least two regions (possibly two flat layers) of local amplification of the magnetic field.ukСонцесонячні магнітні полясонячні спалахиешельні зеєман-спектрограмирозщеплення емісійних піківлокальні напруженості магнітного поля у фотосфері і хромосферіSunsolar magnetic fieldssolar flaresEchelle Zeeman-spectrogramssplitting of emissive peakslocal magnetic fields in the photosphere and the chromosphereСтаття