Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, №. 57, c. 47-52 (2018)

ВИМІРЮВАННЯ ЛОКАЛЬНИХ МАГНІТНИХ ПОЛІВ У СОНЯЧНОГО СПАЛАХУ ЗА РОЗЩЕПЛЕННЯМ ЕМІСІЙНИХ ПІКІВ У ЯДРАХ СПЕКТРАЛЬНИХ ЛІНІЙ

В. Лозицький, д-р фіз.-мат. наук

Астрономічна обсерваторія Київського національного університету імені Тараса Шевченка, Київ


Абстракт

Досліджено 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.

Ключові слова

Сонце, сонячні магнітні поля, сонячні спалахи, ешельні зеєман-спектрограми, розщеплення емісійних піків, локальні напруженості магнітного поля у фотосфері і хромосфері

Full text PDF

DOI: https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2018.57.47-52