ОСЛАБЛЕННЯ МАГНІТНОГО ПОЛЯ В ГЛИБОКИХ ШАРАХ СОНЯЧНОЇ ПЛЯМИ
DOI:
https://doi.org/10.18524/1810-4215.2025.38.340927Ключові слова:
Сонце, сонячна активність, сонячні плями, магнітні поля, спектральні лінії, ефект Зеємана, висотна неоднорідність магнітного поляАнотація
Представлені попередні результати спектрально-поляризаційних спостережень великої сонячної плями 17 серпня 2024 р., яка спостерігалась на ешельному спектрографі горизонтального сонячного телескопа Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Прямі вимірювання магнітного поля у цій плямі були виконані по розщепленню бісекторів профілів 10 спектральних ліній, в основному ліній Fe I, а також трьох ліній іонів Fe II, Cr II та Sc II. Магнітне поле, виміряне по розщепленню сігма-компонент лінії Fe I 5250.2, досягало 3400 Гс, однак величина поля по інших лініях з меншими факторами Ланде була значно меншою, відображаючи, очевидно, поздовжню компоненту магнітного поля BLOS, а не його модуль напруженості. Форма бісекторів профілів I ± V в основному відповідає однорідному полю лише для ліній Fe I, тоді як для ліній іонів ці бісектори мають досить своєрідний вигляд, з мінімальним розщепленням приблизно на половинній глибині лінії, а максимальним – в ядрі таких ліній або в їх крилах. Якщо визначати усереднене по всьому профілю магнітне поле, виходячи з середнього розщеплення бісекторів на різних глибинах кожної спектральної лінії, то виявляються такі основні ефекти: (а) лінії іонів показують на 300–1200 Гс слабші магнітні поля, ніж лінії нейтральних атомів, (б) виміряна величина BLOS зростає з фактором Ланде для ліній нейтральних атомів, але для іонів, очевидно, відповідна залежність є протилежною, (в) для ліній нейтральних атомів величина BLOS зменшується при збільшенні потенціалу збудження нижнього терма ЕР. Ефект (б) стосовно ліній нейтральних атомів можна пояснити значним нахилом силових ліній до променя зору, тоді як ефекти (а) і (в), вказують на те, що напруженість магнітного поля у плямі зменшувалась з глибиною. Однак наразі залишається неясним, якою тут може бути роль термодинамічних ефектів а також субтелескопічної структури магнітного поля.
Посилання
Babcock H. W.: 1953, ApJ, 118, 387.
Franz, M., Schlichenmaier, R.: 2013, A&A, 550, id. A97.
Frish S.E.: 2010, Optical atom spectra. St.-Peterburg. Moscow. Krasnodar. 656 p.
Gopasyuk, S. I., Gopasyuk, O. S.: 2005, SoPh, 231, 11.
Kosovichev A.G.: 2012, SoPh, 279, 323.
Livingston W., Harvey J.W., Malanushenko O.V.: 2006, SoPh, 239, 41.
Lozitsky V.G.: 2015. AdSpR, 55, 958.
Lozitsky V.G.: 2016, AdSpR, 57, 398.
Maltby P., Avrett E. H., Carlsson M. et al.: 1986, ApJ, 306, 284.
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 (Nat. Bureau Stand., Monogr.), 61. 349 p.
Scherrer P. H., Bogart R. S., Bush R. I. et al.: 1995, SoPh, 162, 129.
Semel M.: 1980, A&A, 91, 369.
Semel M.: 1981, A&A, 97, 75.
Severny A.B.: 1967, BCrAO, 36, 22.
Solanki S.: 2003, A&ARv, 11, 2–3, 153.
Stenflo J. O.: 1973, SoPh, 32, 41.
Stenflo, J. O.: 2011, A&A, 529, id.A42, 20.
Unno W.:1956, PASJ, 8, 108.
Venglinsky E.R., Lozitsky V.G.: 2012. BTSNU, 49, 26.
Yakovkin I. I., Lozitsky V. G. AdSpR, 69, 4408.
Zemanek E.N., Stefanov A.P.: 1976, VeKie, 18, 20.
##submission.downloads##
Опубліковано
Як цитувати
Номер
Розділ
Ліцензія
Авторське право (c) 2025 Одеські астрономічні публікації
Ця робота ліцензується відповідно до Creative Commons Attribution-NonCommercial 4.0 International License.
Відповідно Закону України про авторське право і суміжні права N 3792-XII від 23 грудня 1993 року
