Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, №. 59, c. 20-29 (2019)

МАГНІТНІ ПОЛЯ І ТЕРМОДИНАМІЧНІ УМОВИ У ПЕРЕДМАКСИМАЛЬНІЙ ФАЗІ  СОНЯЧНОГО СПАЛАХУ БАЛУ M6.4/3N

В. Лозицький, д-р фіз.-мат. наук
КНУ імені Тараса Шевченка, Київ

М.І.Стоділка, д-р фіз.-мат. наук
ЛНУ імені Івана Франка, Львів


Абстракт

Наведено дослідження передмаксимальної фази сонячного спалаху 19 липня 2000 р. балу M6.4/3N, який виник в активній області NOAA 9087. Ешельні зеєман-спектрограми цього спалаху були отримані на горизонтальному сонячному телескопі Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Ефективне магнітне поле Beff було виміряне по лініях FeI 6301.5 Ǻ, FeI 6302.5 Ǻ, Нα і Нβ. Виявилось, що у найяскравішому місці спалаху, яке проектувалось на невелику сонячну пляму N полярності, Beff по всіх чотирьох лініях були близькими між собою і відповідали 1.0-1.2 кГс. Водночас, модуль наруженості магнітного поля на рівні формування FeI 6302.5, визначений по розщепленню піків V параметра Стокса і по локалізації σ-компонент у профілях I ± V, був у межах 1.6-2.6 кГс. Бісектори профілів I + V та I – V лінії FeI 6301.5 є паралельними між собою, що вказує на просту однокомпонентну структуру магнітного поля на рівні середньої фотосфери під спалахом. Бальмерівський декремент Imax(Нα)/Imax(Нβ) по лініях Нα і Нβ дорівнював 1.16. Напівемпірична модель фотосферних шарів спалаху будувалась по спостережним профілям Стокса І немагніточутливих ліній FeI 5123.7 i 5434.5 шляхом розв’язку оберненої задачі нерівноважного переносу випромінювання з використанням стабілізаторів Тихонова. Виявилось, що для розподілу температури з висотою ефекти відхилення від ЛТР є суттєвими вже для шарів нижньої фотосфери, що відповідають висотам h ≥ 0 ( тобто τ 5 ≤ 1). У всій товщі фотосфери (h = 0–500 км) температура у спалаху понижена у порівнянні з незбуреною атмосферою, тоді як для h > 500 км вона є дещо підвищеною. Мікротурбулентна швидкість підвищена на висотах h > 200–500 км, тоді як на висотах h < 200 км вона є пониженою. Отримані результати вказують на те, що верхня фотосфера і нижня хромосфера суттєво збурюються під час сонячних спалахів навіть тоді, коли у нижчих шарах (середня фотосфера) магнітне поле є квазіоднорідним.

Ключові слова
Сонце, сонячна активність, сонячні спалахи, спалах 19 липня 2000 р. балу M6.4/3N, сонячні магнітні поля, напівемпірична модель

Full text PDF

DOI: https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2019.59.20-29