Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, №. 71, c. 22-29 (2025)
ОСОБЛИВОСТІ ДРІБНОМАСШТАБНОЇ СТРУКТУРИ МАГНІТНОГО ПОЛЯ У СОНЯЧНІЙ ПЛЯМІ ЗА ДАНИМИ У СПЕКТРАЛЬНИХ ЛІНІЯХ ТИТАНУ, ЗАЛІЗА І КАЛЬЦІЮ
Всеволод ЛОЗИЦЬКИЙ, д-р фіз.-мат. наук
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Валентина ШЕМІНОВА, д-р фіз.-мат. наук
Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, Україна
Іван ЯКОВКІН, д-р філософії
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Інститут фізики НАН України, Київ, Україна
Максим ГРОМОВ1, студ.
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Абстракт
Вступ. Найнадійніші дані про магнітні поля у сонячних плямах отримано на основі вивчення ефекту Зеємана в лініях нейтрального заліза Fe I з великими факторами Ланде, в межах 2.5–3.0. Оскільки сонячні плями є дуже неоднорідними утвореннями, з надзвичайно тонкою (просторово нероздільною) структурою магнітного поля і розподілу термодинамічних параметрів, то представляє значний інтерес порівняння виміряних магнітних полів у лініях інших хімічних елементів, зокрема ліній титану і кальцію. Ці лінії значно підсилюються у сонячних плямах і більше відображають фізичні умови у найхолодніших ділянках сонячних плям, де можуть існувати особливо сильні магнітні поля. Саме тому метою цієї роботи є вивчення магнітних полів у сонячній плямі по спектральних лініях титану, кальцію, а також заліза.
Методи. Використано спектрально-поляризаційний метод вимірювання магнітних полів для опрацювання спостережень, проведених на ешельному спектрографі горизонтального сонячного телескопа Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Зеєман-спектрограму сонячної плями 17 липня 2023 р. проскановано за допомогою сканера Epson Perfection V 550 й оцифровано з урахуванням нелінійності характеристичних кривих як фотоматеріалу, так і самого сканера. Оцінки поздовжніх і локальних магнітних полів у дослідженій плямі отримано на основі вивчення розщеплення бісекторів профілів I ± V ліній Ti I 6554.238 і 6556.066 Ǻ, Fe I 6569.224 Ǻ і Ca I 6572.795 Ǻ.
Результати. Оскільки обрані спектральні лінії мають неповне спектральне розщеплення внаслідок невеликих факторів Ланде (від 1.08 до 1.5), з прямих вимірювань отримано оцінки лише поздовжньої компоненти магнітного поля BLOS, а не модуля напруженості. Цей параметр у деяких місцях плями достовірно відрізняється по лініях різних елементів і має найвищі значення (до 2400 Гс) по лінії Ti I 6556.066 Ǻ. Дані по обох “тіньових” лініях титану (які суттєво підсилюються в тіні плями) добре корелюють між собою, однак лінія Ti I 6556.066 Ǻ показує скрізь достовірно вищі поля, ніж інша лінія титану. Цікаво відмітити, що інша “тіньова” лінія, а саме Ca I 6572.795 Ǻ, показує найнижчі виміряні поля, до 1700 Гс. В останній лінії бісектори профілів I ± V мають максимум розщеплення на віддалі близько 0.32 Ǻ від її центра, що може вказувати на особливо сильні локальні поля напруженістю близько 10.5 кГс.
Висновки. У дослідженій сонячній плямі спостерігалася суттєва неоднорідність магнітного поля як по поверхні Сонця, так і по висоті в його атмосфері. Порівняння виміряних напруженостей магнітного поля з висотами формувань ліній показує, що у плямі існував значний висотний градієнт магнітного поля, на рівні ≈ 10 Гс / км за абсолютною величиною. Важливо відмітити, що знак цього градієнта був різний на різних висотах у плямі: вище рівня 305 км він був негативний, а на менших висотах – позитивний. Це може вказувати на те, що сонячна пляма є відносно неглибоким утворенням, яке нагадує тонкий млинець, а не глибоку силову трубку. З отриманих даних також випливає, що магнітне поле у цій плямі мало просторово нероздільну структуру по поверхні Сонця, локальні напруженості в якій були суттєво вищими, ніж отримані з прямих спостережень, і ймовірно досягали 10.5 кГс. Найпереконливіше це випливає з даних по лінії кальцію. Саме ця лінія має помітний нахил бісекторів у профілях I ± V, який вказує на значний висотний градієнт швидкостей у фотосферних шарах плями.
Ключові слова
Сонце, сонячна активність, сонячні плями, магнітні поля, бісектори профілів ліній Ti I, Fe I і Ca I, 10-кілогаусові магнітні поля.
Список використаних джерел
Венглінський, Є., & Лозицький, В. Г. (2012). Прямі вимірювання магнітного поля в тіні й півтіні сонячних плям по 146 спектральних лініях. Вісник Київського університету. Серія “Астрономія”. 49, 25–27.
Курочка, Е. В., Курочка, Л. Н., Лозицкий, В. Г., Лозицкая, Н .И., Остапенко, В. А., Полупан, П. Н., Романчук, П. Р., & Россада, В. М. (1980). Горизонтальный солнечный телескоп Астрономической обсерватории Киевского университета. Вестник Киевского университета. Серия “Астрономия”, 22, 48–56.
Северный, А. Б. (1967). Калибровка сигналов магнитного поля солнечного магнитографа. Известия КрАО, 36, 22–50.
Babcock, H. W. (1953). The solar magnetograph. Astrophysical Journal. 118, 387–396. https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1953ApJ…118..387B
Durán, C. J. S., Lagg, A., Solanki, S. K., & van Noort, M. (2020). Detection of the strongest magnetic field in a sunspot light bridge. The Astrophysical Journal, 895, 129–146. https://doi.org/10.1007/s11207-012-9996-6
Gadun, A. S., & Sheminova, V. A. (1988). Kiev SPANSAT: the Program for LTE Calculations of Absorption Line Profiles in Stellar Atmospheres. Preprint of the Institute for Theoretical Physics of Academy of Sciences of USSR, 87, 3.
Gopasyuk, S. I., & Gopasyuk, O. S. (2005). Sunspot Rotations Derived from Magnetic and Velocity Fields Observations. Solar Physics, 231, 11–21. https://doi.org/10.1007/s11207-005-1531-6
Kosovichev, A.G. (2012). Local helioseismology of sunspots: current status and perspectives. Solar Physics, 279, 323–348. https://doi.org/10.1007/ s11207-012-9996-6.
Livingston, W., Harvey, J.W., Malanushenko, O.V. (2006). Sunspots with the strongest magnetic fields. Solar Physics, 239, 41– 68.
Lozitska, N. I., Lozitsky, V. G., Andryeyeva, O. A., Akhtemov, Z. S., Malashchuk, V. M., Perebeynos, V. A., Stepanyan, N. N., & Shtertser, N. I. (2015). Methodical problems of magnetic field measurements in umbra of sunspots. Advances in Space Research, 55(3), 897–907. https://doi.org/10.1016/j.asr.2014.08.006
Lozitsky, V., Yurchyshyn, V., Ahn, K., Wang, H. (2022). Observations of extremely strong magnetic fields in active region NOAA 12673 using GST magnetic field measurement. The Astrophysical Journal, 928, Iss. 1. id. 41, 7p. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ac5518
Lozitsky, V. G. (2016). Indications of 8-kilogauss magnetic field existence in the sunspot umbra. Advances in Space Research, 57, 398–407. https://doi.org/10.1016/j.asr.2015.08.032
Lozitsky, V. G. (2017). Spectral manifestations of extremely strong magnetic fields in the sunspot umbra. Advances in Space Research, 59, 1416–1424. https://doi.org/10.1016/j.asr.2016.11.034
Maltby, P., Avrett, E. H., Carlsson, M., Kjeldseth-Moe, O., Kurucz, R. L., & Loeser, R. (1986).A new sunspot umbral model and its variation with the solar cycle. Astrophysical Journal, 306, 284–303.
Moore, Ch.E., Minnaert, M.G.J., & Houtgast, J. (1966). The spectrum 2935 Å to 8770 Å. Second revision of Rowland’s Table of solar spectrum wave lengths. National Bureau of Standards.
Scherrer, P. H., Bogart, R. S., Bush, R. I., Hoeksema, J. T., Kosovichev, A. G., Schou, J., Rosenberg, W., Springer, L., Tarbell, T. D., Title, A., Wolfson, C. J., Zayer, I., & The MDI Engineering Team. (1995). The solar oscillations investigation – Michelson Doppler Imager. Solar Physics, 162, 129–188. https://doi.org/10.1007/BF00733429
Semel, M. (1980). A precise optical polarization analyzer. Astronomy and Astrophysics, 91, 369–371.
Semel, M. (1981). Magnetic fields observed in a sunspot and faculae using 12 lines simultaneously. Astronomy and Astrophysics, 97, 75–78.
Solanki, S. K. (2003). Sunspots: An overview. Astronomy and Astrophysics Review, 11, 53–286.
Stenflo, J. O. (1973). Magnetic-field structure of the photospheric network. Solar Physics, 32, 41–63. https://doi.org/10.1007/BF00152728
Stenflo, J. O. (2011). Collapsed, uncollapsed, and hidden magnetic flux on the quiet Sun. Astronomy and Astrophysics, 529, id. A42, 20 р. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201016275
Unno, W. (1956). Line formation of a normal Zeeman triplet. Publications of Astronomical Society of Japan, 8, 108–125.
Van Noort, M., Lagg, A., Tiwari, S.K., & Solanki, S.K. (2013). Peripheral downflows in sunspot penumbrae. Astronomy and Astrophysics, 557. id. A24, 14 p.
Yakovkin, I. I. & Lozitsky, V. G. (2022). Signatures of superstrong magnetic fields in a limb solar flare from observations of the Hα line. Advances in Space Research, 69, 4408–4418. https://doi.org/10.1016/j.asr.2022.04.012