Із порівняння спектрально-поляризаційних вимірювань магнітного поля у двох потужних сонячних спалахах (28 жовтня 2003 р. балу Х17.2/4B і 17 липня 2004 р. балу X1.1/2N), виконаних у лініях FeI і D1 NaI, випливає, що ефективне магнітне поле Beff було сильнішим у хромосфері, ніж в фотосфері. Найсильніше магнітне поле (4600 Гс) зафіксовано на хромосферному рівні більш слабкого спалаху, причому це поле виявилось у 1.6 рази сильнішим, ніж магнітне поле в найближчій до спалаху сонячній плямі. Порівнюючи отримані результати з подібними даними роботи Лозицької та ін. [ 8 ] для спалахів 1981 і 1989 рр. (тобто циклів активності №№ 21 і 22), бачимо суттєву відмінність. В обох досліджених у цій роботі спалахах, які стосуються 23-го циклу, маємо для розщеплення емісійних піків Beff (FeI) < Beff (D1), тоді як у спалахах циклів №№ 21 і 22 виявлено обернену нерівність Beff (FeI) > Beff (D1). Цей результат поки що не має пояснення та вимагає додаткової перевіки на новому спостережному матеріалі.
Из сравнения спектрально-поляризационных измерений магнитного поля в двух мощных солнечных вспышках (28 октября 2003 балла Х17.2 / 4B и 17 июля 2004 г.балла X1.1 / 2N), выполненных в линиях FeI и D1 NaI, следует, что эффективное магнитное поле Beff было сильнее в хромосфе&ре, чем в фотосфере. Наиболее сильнее магнитное поле (4600 Гс) зафиксировано на хромосферные уровне более слабой вспышки, причем это поле оказалось в 1.6 раза сильнее, чем магнитное поле в ближайшей ко вспышке солнечном пятне. Сравнивая полученные ре&зультаты с подобными данными работы Лозицкой и др. [8] для вспышек 1981 и 1989 гг. (то есть циклов активности №№ 21 и 22), видим существенное отличие. В обеих вспышках данной работы, которые возникли в 23-м цикле, имеем для расщепления эмиссионных пи&ков следующее соотношение: Beff (FeI) < Beff (D1), тогда как во вспышках циклов №№ 21 и 22 выявлено обратную неравенство Beff (FeI) > Beff (D1). Этот результат пока не имеет объяснения и требует дополнительной проверки на новом наблюдательном материа&ле.
We compare the specral-polarized obsevations of magnetic fields in two powerful solar flares of October 28, 2003 (of X17.2 / 4B class) and July 17, 2004 (of X1.1 / 2N class) using FeI and D1 NaI lines. We found that in both flares the effective &magnetic field Beff was stronger in the chromosphere than in the photosphere. The strongest magnetic field (4600 Gs) was measured at the chromospheric level of a weaker flare, and this field was 1.6 times stronger than the magnetic field in the neare&st sunspot. Comparing the obtained results with similar data by Lozitska et al [8] for flares of 1981 and 1989 (i.e., for cycles Nos. 21 and 22), we can see a significant difference. In both flares of 2003 and 2004, which relate to 23rd cycle of sola&r activity, we have Beff (FeI) Beff(D1) is true. This result is still unclear and requires additional scrutiny on a base of ne&w observational data.
