Досліджено сонячний спалах 19.07.2000 р. балу M 5.6 / 3N, що виник в активній зоні NOAA 9087. Спостережний мА теріал 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, Н?, Н? , Н? 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 двохкомпонентах. 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 Н?, Н?, Н? &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 вели&чина 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 Н?, Н?, Н? і D3 відображають переважно локальні поля в сильній комп&оненті 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 ф&отосферному 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 зазнач&еному спалаху існувало принаймні дві ділянки (можливо, два плоских шари) локального підсилення магнітного поля.
Исследуется солнечная вспышка 19.07.2000 г. балла M 5.6 / 3N, которая возникла в активной области NOAA 9087. Наблюдательный материал по&лучено на эшеле-спектрографе горизонтального солнечного телескопа Астрономической обсерватории Киевского национального университета имени Тараса Шевченко. Локальные магнитные поля в этой вспышке измерялись по расщеплению эмиссионных пиков линий Fe I &5269.54, Fe II 4923.93, Н?, Н?, Н? и D3. Основная идея метода базируется на том, что вспышечная эмиссия в некоторых спектральных линиях чётко разделяется на две компоненты: (1) более широкую и неполяризованную и (2) более узкую и поляризованную, со з&начительным зеемановским расщеплением. Это говорит о двухкомпонентной структуре магнитного поля, с существенно разными магнитными полями и термодинамическими условиями в этих двух компонентах. Благодаря тому, что поляризованная эмиссия достаточно уве&ренно отделяется от неполяризованной, можно померять локальные магнитные поля непосредственно во второй (сильной) компоненте, причем независимо от фактора заполнения. Было обнаружено, что в ярком узелке этой вспышки, который проектировался на полутен&ь солнечного пятна, эффективное магнитное поле Beff в линиях FeI 6301.5 и 6302.5, измерянное по расщеплению фраунгоферовых профилей, равно 900 Гс. Однако расщепления эмиссонных пиков в линиях Н?, Н?, Н? и D3 соответствует 1000 Гс, 1400 Гс, 1450 Гс и &? 0 соответственно, при величине ошибок 30-50 Гс для указанных линий FeI и около 100-150 Гс для других линий. Такой разброс результатов вероятно связан с тем, что в случае линий FeI 6301.5 и 6302.5 величина Beff отражает несколько параметров, в том ч&
З 31.12.2014 по 01.03.2015 Наукова бібліотека читачів не обслуговує.
