Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, №. 71, c. 15-21 (2025)
СПЕКТРАЛЬНІ ПРОЯВИ ЛОКАЛЬНОГО ПІДСИЛЕННЯ МАГНІТНОГО ПОЛЯ НА ХРОМОСФЕРНОМУ РІВНІ СОНЯЧНОГО СПАЛАХУ
Всеволод ЛОЗИЦЬКИЙ, д-р фіз.-мат. наук
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Іван ЯКОВКІН, д-р філософії
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Уляна ПАВЛІЧЕНКО, студ.
Київський національний університет імені Тараса Шевченка, Київ, Україна
Абстракт
Вступ. Сучасні оцінки локальних магнітних полів у сонячних спалахах дуже відрізняються між собою і містяться в діапазоні 102–105 Гс. Частково це обумовлено тим, що сонячні спалахи реально є дуже різні за своїми фізичними характеристиками, але також тим, що різні методи вимірювань магнітного поля не еквівалентні між собою, особливо, якщо магнітне поле є суттєво неоднорідним. Найменш вивченими на основі прямих методів є магнітні поля у сонячній хромосфері і короні. Саме тому метою представленої роботи є нові оцінки хромосферних магнітних полів у сонячному спалаху на основі аналізу характерних особливостей ефекту Зеємана у лінії Нα і порівняння відповідних результатів із тими, які випливають із вивчення магнітного розщеплення фотосферної лінії Fe I 6569.2 A.
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-спектрограма сонячного спалаху 5 листопада 2004 р. бала М4.1/1В для моменту 11:37 UT була просканована, і почорніння на спектрограмі переведені в інтенсивності з урахуванням характеристичних кривих як фотоматеріалу, так і самого сканера. Оцінювання усереднених і локальних магнітних полів в області сонячного спалаху і в сусідніх ділянках на Сонці виконано на основі вивчення розщеплення бісекторів профілів I ± V вказаних вище ліній.
Результати. Виявлено суттєві ознаки висотної неоднорідності магнітного поля в діапазоні висот “фотосфера – хромосфера”. На це вказує те, що поздовжня компонента магнітного поля BLOS була достовірно різною за величиною для вказаних спектральних ліній. В області сонячного спалаху відповідні напруженості були більшими по лінії Нα, ніж по лінії Fe I, тоді як за межами спалаху отримано обернене їх співвідношення. Крім того, бісектори профілів I ± V в лінії Нα всюди у досліджених областях не відповідають однорідному магнітному полю: вони переважно не паралельні між собою, а в області спалаху мають максимальне розщеплення поблизу центрів емісійних профілів.
Висновки. В області сонячного спалаху поздовжня компонента магнітного поля BLOS суттєво (до двох раз) більша по лінії Нα, ніж по лінії Fe I , досягає величини 1.5 кГс в області максимальної емісії спалаху. За межами спалаху відношення вказаних напруженостей по лініях Нα і Fe I отримано в межах 0.35–0.8. Непаралельність бісекторів у лінії Нα свідчить, що локальні магнітні поля на хромосферному рівні були значно сильнішими ніж 1.5 кГс, і можливо, досягали рівня 104 Гс.
Ключові слова
Сонце, сонячна активність, сонячні спалахи, магнітні поля, бісектори профілів ліній Нα і Fe I, локальне підсилення магнітного поля.
Список використаних джерел
Курочка, Е. В. Лозицкий, В. Г., & Осыка, О. Б. (2008). Временные изменения физических условий в фотосферных слоях солнечной вспышки. Кинематика и физика небесных тел. 24(4), 308–320. https://doi.org/10.3103/S0884591308040053
Яковкін, І., Лозицька, Н., & Лозицький, В. (2023). Приховані прояви ефекту Пашена-Бака в лініях D1 і D2 у спектрі сонячної плями без спалахів. Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Серія “Астрономія”, 67(1), 64–68. http://www.astrobulletin.univ.kiev.ua/67_yakovkin/
Harvey, J. W. (2012). Chromospheric magnetic field measurements in a flare and an active region filament. Solar Physics, 280, 69–81. https://doi.org/10.1007/s11207-012-0067-9
Kleint, L. (2017). First detection of chromospheric magnetic field changes during an X1-flare. Astrophysical Journal. 834, art. id. 26, 10 p. https://doi.org/10.3847/ 1538-4357/834/1/26
Libbrecht, T., de la Cruz Rodriguez, J., Danilovic, S., & Pazira, H. (2019). Chromospheric condensations and magnetic field in a C3.6-class flare studied via He I D3 spectro-polarimetry. Astronomy & Astrophysics. 621, id.A35, 21 p. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201833610
Lozitsky, V.., Masliukh, V., & Botygina, O. (2015). Estimations of Local Magnetic Fields in Prominences Which Have Great Optical Thickness in Emissive Elements. Bulletin of Taras Shevchenko National University of Kyiv. Astronomy, 52, 7–11.
Lozitsky, V. G.., Yakovkin, I. I., & Lozitska, N. I. (2025). Comparison of magnetic fields and Doppler velocities in an X-class solar flare as measured by D1, D2, D3, Hα, and NiI 5892.9 lines. Advances in Space Research, 75(1), 1343–1353. https://doi.org/10.1016/j.asr.2024.08.006
Nizamov, B. A., Zimovets, I. V., Golovin, D. V., Sanin, A. B., Litvak, M. L., Tretyakov, V. I., Mitrofanov, I. G., & Kozyrev, F. S. (2018). New estimation of non thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 179, 484–493. https://doi.org/10.1016/j.jastp.2018.08.004
Parker, E. N. (2001). Solar activity and classical physics. Chinese Journal on Astronomy and Astrophysics, 1, 99–124. https://doi.org/10.1088/ 1009-9271/1/2/99
Priest, E. R. (2014). Magnetohydrodynamics of the Sun. Cambridge University Press. https://doi.org/10.1017/CBO9781139020732
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. 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.
Vernazza, J. E., Avrett, E. H., & Loeser, R. (1981). Structure of the solar chromosphere. II. Models of the EUV brightness components of the quiet-sun. Astrophysical Journal Supplement Series, 45, 635–725. https://doi.org/10.1086/190731
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 .