Основний висновок роботи полягає в тому, що в головній плямі активної області NOAA 10488 існувала велика дисперсія напруженостей магнітного поля, за якої мінімальні та максимальні напруженості відрізнялись приблизно на порядок. Цей результат стосується центральної частини тіні сонячної плями для квадрата зі сторонами 2 2 Мм2 у картинній площині. Спостережний матеріал отримано на ешельному спектрографі горизонтального сонячного телескопа Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Цей інструмент дозволяє аналізувати ефект Зеємана одночасно в тисячах спектральних ліній майже всієї видимої області спектра. Для нашого аналізу були вибрані чотири лінії нейтрального заліза FeI з довжинами хвиль 6290.97, 6301.51, 6302.50 та 6498.97 А й ефективними факторами Ланде 1.481, 1.669, 2.487 та 1.375, відповідно, які визначені емпірично в лабораторних умовах. У вивченій сонячній плямі з цих ліній лише FeI 6302.51 має повне зеєманівське розщеплення, яке відповідає магнітному полю 3400 Гс. Однак розщеплення інших трьох ліній відповідає магнітним полям у дуже широкому діапазоні, від кількох сотень гаусів до 3700 Гс, що свідчить про суттєву неоднорідність магнітного поля. Також вигляд бісекторів профілів I ± V указує на зн&ачну відмінність спостереженого поля від однорідного. Зокрема, теоретично при однорідному не поздовжньому магнітному полі бісектори мають найсильніше розщеплюватись у ядрах указаних ліній, тоді як насправді картина є складнішою. Усі три вказані лінії& показують тенденцію до зростання розщеплення в далеких крилах, на відстанях 120-250 мА від їхніх центрів. Такий ефект можливий за двокомпонентної структури магнітного поля (фон + просторово нероздільні структури) і за напруженостей у діапазоні 4.5-8& кГс у просторово не- роздільних структурах. Магнітна полярність в обох компонентах є однаковою, а саме N. Отримані спостережні дані вказують на те, що в дослідженій сонячній плямі величина магнітного поля суттєво змінювалась не тільки по поверхні, а&ле й по висоті.
The main conclusion of our work is that in the greatest sunspot of the active region NOAA 10488 there was a large dispersion of magnetic field strengths, at which the minimum and maximum strengths differed by approximately an order o&f magnitude. This result applies to the central part of the sunspot umbra, for a square with sides 2 X 2 Mm2 in the picture plane. Observation material was obtained on the Echelle spectrograph of the horizontal solar telescope of the Astronomical Obs&ervatory of Taras Shevchenko National University of Kyiv. This instrument allows to analyze the Zeeman effect simultaneously in thousands of spectral lines of almost the entire visible region of the spectrum. For our analysis, four iron FeI lines wit&h wavelengths of 6290.97, 6301.51, 6302.50 and 6498.97 A and effective Lande factors 1.481, 1.669, 2.487 and 1.375, respectively, were used. In
the studied sunspot, only FeI 6302.5 from these lines has a complete Zeeman splitting, which corresponds &to magnetic field of 3400 G. However, the splitting of the other three lines corresponds to magnetic fields in a very wide range, from several hundred Gauss to 3700 G, which indicates significant inhomogeneity of the magnetic field. Also, the shape o&f bisectors of I ± V profiles does not correspond to a case of homogeneous field. In particular, theoretically, in a homogeneous and non-longitudinal magnetic field, bisectors should be have the maximum splitting in the nuclei of these lines, whereas& in reality the picture is more complicated. All three of these lines show a tendency to increase splitting in distant wings, at distances of 120-250 mAh from their centers. This effect is possible under the two-component structure of the magnetic fi&eld (background field + spatially unresolved structures) having magnetic strengths in the range of 4.5-8 kGs in spatially unresolved structures. Magnetic polarity in both components is the same, namely N. The observational data indicate that the magn&
