We present the magnetic field measurements and data of semi-empirical modeling for the exclusively powerful solar flare of 28 October 2003 of X17.2/4B class, which was in active region NOAA 0486. Observations were made with the Echelle spectrograph of the horizontal solar at telescope the Astronomical Observatory of the Taras Shevchenko National University of Kyiv. Our data relate to the peak phase of the flare and to a place of the photosphere outside sunspots. Nine spectral lines were selected for analysis, including such well known lines as FeI 5247.052, 5250.212, 6301.515, 6302.507°A, etc. Three “non-split” lines FeI 5123.723, 5434.527 and 5576.097 °A were studied too (their effective Lande factors are, in fact, -0.013, -0.014 and -0.012, respectively). Magnetic field strengths in the flare were determined by three methods: (1) by splitting of the “center of gravity” of I ± V profiles; (2) by the amplitude of Stokes V profiles using “weak field approximation” and (3) using the PANDORA code, whichallows to create the semi-empirical model of the flare. We found that in the brightes places of the flare the effective magnetic field Beff was 0–200 G in the middle photosphere (FeI 6302.5 and 5250.2 lines), 600–1200 G in the upper photosphere and te&mperature minimum zone (FeII 4923.9 and 5234.6 lines), and had S polarity. In the FeI 5434.527 line, the weak splitting of emission peaks near its core was observed; its value was 10–20 m°A. If this splitting is interpreted as a manifestation of the &Zeeman effect, then the corresponding magnetic field is about 25–50 kG. The magnetic polarity of this “superstrong” field should be N, i.e. opposite to the polarity of other FeI lines with greater Lande factors. A semi-empirical model of the flare wa&s build with the PANDORA code, which allows to determine the magnetic field and thermodynamical conditions on both photospheric and chromospheric
levels using non-LTE approximation. It was found that the magnetic field in the middle photosphere was &1000–1200 G. The temperature in the flare increased up to 1000 K for lg 5-3. Turbulent velocity vt is almost the same as in an undisturbed atmosphere, but in the range from lg 5 = 1 to lg 5 = -1; from lg 5 = -1 to lg 5 = -3 a sharp increase vt was fo&und where vt reaches about 3.5 km/s.
Магнітні поля й термодинамічні умови у фотосферних шарах сонячного спалаху 28 жовтня 2003 року балу X17.2/4В.
Подано результати вимiрювань магнiтного поля й данi напiвемпiричного моделювання для винятково потужн&ого сонячного спалаху 28 жовтня 2003 р. балу X17.2/4B, який виник в активнiй областi NOAA 0486. Спостерiгали спалах на ешельному спектрографi горизонтального сонячного телескопа Астрономiчної обсерваторiї Київського нацiонального унiверситету iменi Т&араса Шевченка. Проаналiзованi данi стосуються фази максимуму спалаху та дiлянки фотосфери за межами сонячних плям. Дев’ять спектральних лiнiй вiдiбрано для аналiзу, включаючи такi добре вiдомi лiнiї, як FeI 5247.052, 5250.212, 6301.515, 6302.507°A т&ощо. Три “немагнiтнi” лiнiї FeI 5123.723, 5434.527 i 5576.097°A були також вивченi (їх ефективнi фактори Ланде, фактично, -0.013, -0.014 i -0.012 вiдповiдно). Напруженiсть магнiтного поля вимiрювали трьома методами: (1) за розщепленням “центрiв ваги”& профiлiв I ± V , (2) за амплiтудою параметра Стокса V в наближеннi “слабкого поля”, i (3) використовуючи програмний код PANDORA, який дає змогу побудувати напiвемпiричну модель спалаху. Виявлено, що в найяскравiшому мiсцi спалаху ефективне магнiтне &поле Beff було 0–200 G на рiвнi
середньої фотосфери (лiнiї FeI 6302.5 та 5250.2) 600–1200 G у верхнiй фотосферi i зонi температурного мiнiмуму (лiнiї FeII 4923.9 та 5234.6), i мало полярнiсть S. У ядрi лiнiї FeI 5434.527 виявлено слабке розщеплення &її емiсiйних пiкiв, його величина 10–20 m°A. Якщо це розщеплення трактувати як прояв ефекту Зеїмана, то вiдповiдне магнiтне поле бл. 25-50 kG. Магнiтна полярнiсть цього “надпотужного” поля має бути N, тобто протилежна до полярностей, знайдених
по iн&
