НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

Лозицький Всеволод Григорович

УДК 523.98+523.94+523.985+52-337

СИЛЬНІ МАГНІТНІ ПОЛЯ В МАЛОМАСШТАБНИХ СТРУКТУРАХ ТА СПАЛАХАХ НА СОНЦІ

01.03.03 – геліофізика і фізика Сонячної системи

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

доктора фізико-математичних наук

Київ - 2003

Дисертацією є рукопис

Робота виконана в Астрономічній обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка, м. Київ

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук

Гопасюк Степан Ілліч,

НДІ “Кримська астрофізична обсерваторія”

Міністерства освіти і науки України;

головний науковий співробітник;

доктор фізико-математичних наук

Акімов Леонід Опанасович,

НДІ астрономії Харківського національного

Університету ім. В.Н.Каразіна

Міністерства освіти і науки України;

провідний науковий співробітник;

доктор фізико-математичних наук, професор

Юхимук Адам Корнілович,

Головна астрономічна обсерваторія

Національної академії наук України;

завідувач відділу фізики космічної плазми.

Провідна установа:

Радіоастрономічний інститут НАН України,

м.Харків

Захист відбудеться 4 квітня 2003 р. на засіданні спеціалізованої вченої ради Д 26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою: ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Початок засідань о 10 годині.

З дисертацією можна ознайомитися у бібліотеці ГАО НАНУ за адресою: ГАО НАНУ, 03680 МСП, м.Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Автореферат розісланий 27.02.2003 р.

Вчений секретар

спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Васильєва І.Е.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Дисертація присвячена експериментальним дослідженням (на основі астрономічних спостережень) маломасштабних магнітних полів у сонячних спалахах а також в активних та спокійних областях на Сонці.

Актуальність теми. Всі прояви активності на поверхні Сонця безпосередньо пов’язані з його магнітними полями. Сонячні плями з’являються саме там і тоді, де в атмосфері Сонця виникають сильні локальні магнітні поля. Найбільш динамічні й потужні процеси в атмосфері денного світила – сонячні спалахи – виникають, як правило, в ускладнених магнітних конфігураціях, в місцях з підсиленими й швидкозмінними магнітними полями. На сьогодні є очевидним, що грунтовне вивчення фізичних механізмів сонячної активності, безперечно вельми актуальне для фундаментальної науки та прикладних досліджень, неможливе без надійних і детальних даних про магнітні поля Сонця.

Магнітні поля Сонця багато в чому відрізняються від звичних нам геомагнітних полів, і передусім в тім, що вони дуже неоднорідні, непостійні, і, що особливо суттєво, складаються з великої кількості маломасштабних магнітних структур дуже малого характерного розміру – у сотні, десятки, а можливо, й одиниці кілометрів. При будь-якому нині діючому сонячному інструменті такі структури просторово не розділяються, тобто є “субтелескопічними”. Дослідити такі структури можна лише на основі використання спеціальних методів. Основна їх ідея полягає у використанні достатньо високої спектральної роздільної здатності “замість” надто низької просторової. Подібна ідея запропонована Я.О.Стенфло ще три десятиліття тому [57], однак з методичних причин вона залишалась недостатньо розвинутою. До робіт дисертанта розглядались в основному найпростіші двохкомпонентні моделі, що залишало без пояснень цілу низку спостережних ефектів. Не було методів надійного вимірювання магнітних полів у сонячних спалахах, де профілі спектральних ліній суттєво і швидко змінюються внаслідок немагнітних ефектів. Було зовсім неясним питання верхньої межі магнітної індукції в маломасштабних структурах. Щоб вивчити всі ці та деякі інші питання, потрібно було не тільки розробити нові методи діагностики маломасштабних, багатокомпонентних і швидкозмінних магнітних полів, але й провести довгі ряди спектрально-поляризаційних спостережень, які б охоплювали періоди високої спалахової активності. Крім того, для ясного розуміння фізичної суті виявлених ефектів і цілеспрямованого пошуку нових ще невідомих особливостей магнітних полів, слід було розробити теоретичні магнітогідродинамічні (МГД) моделі цих утворень.

Зв’язок з науковими програмами, планами, темами. Робота виконувалась в рамках програм фундаментальних досліджень, які проводились в Астрономічній обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка по таких темах: а) “Розробити автоматизовану систему прогнозування сонячної активності” (№ держ. реєстрації 76045088), б) № 131 “Активна сонячна корона, фотосфера та магнітні поля. Рентгенівські та ультрафіолетові дослідження Сонця в проекті КОРОНАС” (№ держ. реєстрації 0193U044873), в) № 97004 “Спостереження та фізика активних процесів в атмосфері Сонця” ( № держ. реєстрації 0197U003066); г) № 01БФ023-04 “Нестаціонарні процеси на Сонці та моделювання їх геофізичних проявів. Наукове забезпечення служби Сонця в Україні” ( № держ. реєстрації 0101U000967).

Дисертант був науковим керівником теми № 131, відповідальним виконавцем теми № 97004, а по інших темах – виконавцем.

Мета та задачі дослідження. Метою роботи є емпіричне визначення кількісних характеристик маломасштабних магнітних полів на Сонці, а також теоретичний аналіз цих характеристик.

Об’єкт досліджень – сонячні магнітні поля у спокійній атмосфері, в активних областях (поза спалахами), а також безпосередньо у сонячних спалахах.

Предмет досліджень – сильні магнітні поля в маломасштабних утвореннях та спалахах на Сонці, їх структура та еволюція.

Методи досліджень – магнітографічний метод “відношення ліній”; спектрально-поляризаційні методи діагностичних діаграм “розщеплення бісекторів I ± V профілів – нормована віддаль від центру лінії” та синтезу профілів магніточутливих ліній на основі обчислювальної програми, що враховує відхилення від локальної термодинамічної рівноваги (ЛТР); метод порівняння теоретичних та знайдених з спостережень інтегральних характеристик профілів Стокса; метод “центрів ваги” для багатьох ліній, що мають різні фактори Ланде g та глибини залягання в атмосфері Сонця; метод порівняльного аналізу стоксових профілів для гранично малочутливих (з |g| ? 0.01) до зееманівського розщеплення спектральних ліній; метод теоретичного аналізу розв’язків МГД рівнянь, що відповідають заданим граничним умовам.

Задачі дослідження – розробка нових та вдосконалення існуючих методів діагностики маломасштабних магнітних полів;

-

-

-

-

Наукова новизна отриманих результатів. В результаті виконання роботи вперше:

1) показано, що боковий профіль B(x) магнітного поля в маломасштабних силових трубках спокійних областей Сонця є близьким до профілю магнітного поля в сонячних порах, а діаметр d силових трубок в 2 рази більший за їх вілсонівську депресію zW (на геліоцентричній віддалі м = cos и = 0.45); знайдено також, що сумарний магнітний потік маломасштабних силових трубках Сонця в 1.6 раза більший за магнітний потік фонового поля;

2) отримано спектрофотометричні докази існування в активних областях (за межами плям) двох субтелескопічних компонент магнітного поля, а саме квазиоднорідної і поздовжньої (вертикальної до поверхні) з індукцією B 1 Тл, а також мультиполярної з B 0.1 Тл; знайдено, що сумарні магнітні потоки цих компонент є близькими між собою, а висотний градієнт у квазиоднорідній компоненті близький до – 1 мТл/км;

3) виявлено ефект підсилення модуля магнітного поля в маломасштабних силових трубках в моменти максимумів сонячних спалахів різної потужності, притому як для спалахів з вибуховою фазою, так і без неї;

4) показано, що висотний розподіл магнітного поля у сонячних спалахах є немонотонним і має максимум величини В в області верхньої фотосфери – зони температурного мінімуму, де lgф5 = -3...-4;

5) виявлено надпотужні (В = 2-9 Тл) магнітні поля у сонячних спалахах і показано, що вони виникають на короткий час (біля 10 хв) в максимальній фазі спалахів з багатокомпонентною структурою магнітного поля;

6) зареєстровано аномально вузькі (з спектральною півшириною Дл1/2 менше 3 пм) емісії ліній FeI у сонячних спалахах, пов’язані з повним пригніченням турбулентності у сильних маломасштабних магнітних полях;

7) запропоновано теоретичну МГД модель тонкоструктурних магнітних елементів, яка добре пояснює такі їх емпіричні особливості, як діапазон величин магнітного поля (В?1 Тл), дискретність значень індукції В на осі елементів, різку концентрацію поля до осі, мультиполярний профіль В і високий вертикальний градієнт поля (біля –1 мТл/км) в таких елементах;

8) запропоновані нові методи діагностики маломасштабних магнітних полів у сонячних спалахах, що дозволяють визначати не тільки величину субтелескопічних магнітних полів, але й їх полярність, фактор заповнення та термодинамічні параметри.

Практичне значення отриманих результатів. Дисертантом запропоновані нові методи діагностики маломасштабних, багатокомпонентних та швидкозмінних магнітних полів, придатні для дослідження сонячних спалахів, а також вдосконалено деякі вже раніш запропоновані методи. Завдяки їх застосуванню вдалося з’ясувати, що під час спалахів виникають два ефекти: а) поступове послаблення магнітного поля, пов’язане з дисипацією магнітної енергії, та б) різке і короткочасне підсилення модуля магнітного поля у максимумі спалахів. Цей останій ефект був повною несподіванкою для фахівців, і для його пояснення слід розробляти нові теоретичні моделі еволюції магнітного поля в місцях виникнення спалахів. При розробці таких моделей можуть бути використані побудовані автором напівемпіричної моделі, які дають зв’язок магнітного поля з термодинамічними параметрами в області значного підсилення магнітного поля.

Виявлення дисертантом надпотужних (у декілька тесла) магнітних полів у спалахах дає підставу для припущення, що відповідний механізм підсилення магнітного поля може бути дуже ефективним і давати локальні напруженості, на порядок-два (а, можливо, й більше) вищі, ніж це теоретично можливо для однорідної, відкачаної і нескрученої силової трубки. В цілому ж очевидно, що грунтовне експериментальне і теоретичне вивчення феномену надпотужних полів ще попереду і є, з практичної точки зору, предметом нової актуальної наукової проблеми.

Також ще дуже мало вивчена внутрішня (субтелескопічна) структура локальних утворень з сильними магнітними полями. Дисертант запропоновав емпіричну та теоретичну моделі таких утворень. Остання з них дає змогу зрозуміти, чому, фізично, у неперервній сонячній магнітоплазмі виникають такі дивні її властивості, як дискретність напруженостей, різка концентрація поля і знакозмінна периферія, малий поперечний масштаб поля тощо. Ці результати важливі для методології, практики і теорії подальших досліджень маломасштабних полів. Вони дають не тільки необхідний інструментарій (методи діагностики, вибрані спектральні лінії, рекомендації щодо організації спостережень), але і орієнтацію на більш визначене поле пошуку їх властивостей (діапазон значень магнітного поля, характерні параметри його неоднорідності і еволюції, зв’язок з безпосередньо видимими змінами на Сонці), дозволяючи, в принципі, зробити вибір між можливими альтернативними МГД моделями маломасштабних полів.

Виявлення ефекту аномально вузьких (< 3 пм) емісій у спалахах важливе для дослідження проблеми турбулентності в космічній плазмі. Результати дисертанта вказують на те, що на амплітуду турбулентних швидкостей має вплив не лише величина, але і масштаб магнітного поля, і відповідні емпіричні дані також можуть бути використані при розробці фізичних моделей турбулентності.

Про практичне значення отриманих результатів свідчать посилання на роботи дисертанта в таких журналах, як Astronomy and Astrophysics, Chin. Journ. of Astron. and Astrophys., Астрономический журнал, Publ. of the Astron. Soc. of the Pacific, ASP Conf. Ser., Кинематика и физика небесных тел, Известия Крымской астрофиз. обсерватории, Вісник Київського ун-ту та ін.

Особистий внесок здобувача. Всі результати, викладені у дисертації, отримані автором або самостійно, або при його безпосередній участі. Автором самостійно:

-

-

-

-

В роботах, виконаних у співавторстві, дисертанту належить наступне.

1.

2.

3.

4.

5.

6.

7.

8.

9.

Апробація результатів дисертації. Основні результати дисертації доповідались: на Міжнародній конференції з аналізу сонячного максимуму (Іркутськ, 1985), 12-й Регіональній Консультації з фізики Сонця (Смоленіце, Чехословаччина, 1986), Засіданні проблемно-робочої групи “Радіація і будова атмосфери Сонця” (Львів, 1986), П’ятому щорічному семінарі “Дослідження сонячної плазми” (Ашхабад, 1986), Симпозіумі КАПГ з фізики та прогнозування сонячної активності (Пулково, 1987), Всесоюзній конференції з фізики Сонця (Алма-Ата, 1987), XIII Консультативній нараді КАПГ з фізики Сонця (пам’яті В.Є.Степанова, Одеса, 1988), Симпозіумі № 138 Міжнародного Астрономічного Союзу “Сонячна фотосфера: структура, конвекція і магнітні поля” (Київ, 1989), Всесоюзній науковій конференції “Активне Сонце” (Київ, 1989), Всесоюзній конференції “Дослідження по фізиці Сонця” (Ашхабат, Туркменистан, 1990), конференції Української Астрономічної Асоціації (Київ, 1997), Другій Міжнародній конференції по сонячній поляризації (Індія, 1998), Третій євроконференції по магнітних полях та осциляціях (Німеччина, 1998), науковій конференції з фізики Сонця присвяченій пям’яті проф.Е.А.Гуртовенка (Київ, 1998), Дев’ятих європейських наукових зборах з фізики Сонця “Магнітні поля та сонячні процеси” (Італія, 1999), Міжнародній конференції “Структура і динаміка сонячної корони”, присвяченій пам’яті проф. Г.М.Нікольського (Росія, 1999), конференціях з фізики Сонця в Кримській астрофізичній обсерваторії (Наукове, 1995, 1998, 2001, 2002), Міжнародній конференції JENAM-2000 (Москва, 2000), Міжнародній конференції UKRASTRO-2000 (Київ, 2000), наукових конференціях “Вибрані питання астрономії та астрофізики” (Львів, 2000, 2002), Міжнародній астрономічній конференції “Четверті наукові читання пам’яті С.К.Всехсвятського” (Київ, 2000), науковій конференції, присвяченій 165-річчю Київського університету (Київ, 1999), Відкритих конференціях YSC6, 7, 8 та 9 юних дослідників в галузі астрономії та фізики Космосу (Київ, 1999, 2000, 2001, 2002), семінарах з фізики Сонця Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка.

Публікації. Результати дисертації опубліковані впродовж 1985-2002 рр.; статей у фахових наукових журналах - 28, статей в інших наукових журналах, матеріалів та тез конференцій - 28 .

Структура та обсяг роботи. Дисертація складається з вступу, семи розділів, висновків, списку використаних джерел, який включає 331 найменування. Загальний обсяг дисертації 299 сторінок, 73 рисунки, 10 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У Вступі дається загальна характеристика роботи, обгрунтовано актуальність теми дисертації, сформульовано мету і задачі дослідження, визначено наукову новизну і практичну цінність отриманих результатів, наведено відомості стосовно апробації роботи, подано список публікацій і структуру дисертації, а також коротко викладено зміст дисертації за розділами.

Розділ 1. Основні методи та результати вимірювань маломасштабних магнітних полів на Сонці. У цьому розділі викладено теоретичні та методичні основи методів вимірювань маломасштабних магнітних полів, що базуються на ефекті Зеемана як універсальному, найбільш практичному та багатоцільовому інструменті для дистанційних вимірювань космічних магнітних полів. Детально розглянуті методи “відношення ліній”, синтезу і аналізу стоксових профілів, діагностики по лініях інфрачервоної області, Фур’є-аналізу і застосування діаграм “розщеплення бісекторів IV профілів – нормована віддаль до центру магніточутливої лінії”. Обговорюються переваги і недоліки кожного з методів а також можливості їх вдосконалення. Наведені основні результати вимірювань маломасштабних магнітних полів.

Розділ 2. Структура маломасштабних магнітних полів в спокійних областях Сонця. У цьому розділі аналізуються магнітографічні спостереження з високою просторовою роздільною здатністю (1? ? 1? та 1? ? 2?), виконані на подвійному магнітографі Баштового сонячного телескопа (БСТ) Кримської астрофізичної обсерваторії, а також дані фур’є-спектрометра обсерваторії обсерваторії Кітт Пік (США). На відміну від багатьох попередніх робіт інших авторів, для визначення параметрів маломасштабних магнітних полів у спокійних областях дисертант використав спостереження не у двох-трьох, а в шести магніточутливих лініях. При цьому паралельно аналізувались дві залежності виміряних індукцій В¦: від еквівалетної ширини D та від - віддалі від центрів ліній. Крім того, були враховані вимірювання С.І.Гопасюка [ 58 ] також в інших магніточутливих лініях. Метою роботи було визначення уточнених характеристик маломасштабних магнітних елементів спокійних областей шляхом узгодження всіх даних в рамках єдиної максимально простої моделі магнітного поля.

Розрахунками було показано, що в рамках двохкомпонентної моделі можна одночасно узгодити всі дані лише в припущенні, що профілі спектральних ліній в субтелескопічних силових трубках є вужчими, ніж звичайно, на 30-40% і мають ослаблені крила, що свідчить про зниження в них газового тиску. Якщо врахувати цей ефект, можна більш точно визначити боковий профіль поля B(x) в силових трубках, а також інші параметри моделі. В цілому результати цього розділу можуть бути коротко підсумовані таким чином.

1.Магнітна індукція В0 на осі силових трубок дорівнює 220 мТл на рівні середньої фотосфери (z = 300 км), що відповідає величині магнітного поля в порах [59]. Боковий профіль поля в маломасштабних силових трубках також є близьким до профілю поля у порах і апроксимується виразом B(x) = В0 (1 - x 4), x 1. Сумарний магнітний потік силових трубок приблизно в 1.6 раза більший за потік фонового поля.

2. Діаметр d окремої силової трубки є близьким до 40-50 км, що добре узгоджується з оцінками роботи [ 60 ]. На основі аналізу опублікованих раніше вимірювань з фур’є-спектрометром [ 61] знайдено також, що радіус r силових трубок в спокійних областях приблизно такий, як їх вілсонівська депресія zW.

3. На основі розрахунків параметрів Стокса для спектральних ліній FeI 524.7 і 525.0 нм та моделі атмосфери Хольвегера-Мюллера вивчено вплив аномальної дисперсії на результати вимірювань магнітних полів методом “відношення ліній”. Показано, що при сучасній точності емпіричних даних аномальну дисперсію у вказаному методі слід враховувати лише при одночасному виконанні таких чотирьох умов: а) кут нахилу силових ліній до променя зору перевищує 20; б) величина магнітного поля перевищує 100 мТл; в) боковий профіль магнітного поля в субтелескопічних силових трубках є прямокутним; г) для аналізу використовуються близькі до центра ( 4 пм) ділянки профілів магніточутливих ліній.

Розділ 3. Маломасштабні магнітні поля в активних областях за межами сонячних спалахів. У третьому розділі аналізуються спектральні фотографічні спостереження з аналізатором кругової поляризації, виконані на ешельному спектрографі ГСТ АО КНУ, а також на дифракційному спектрографі телескопа УЦУ-5 ГАО НАНУ. Мета розділу – дослідження структурних особливостей магнітного поля в активних областях спеціальними методами, адаптованими на розширений ( > 400 мТл) діапазон магнітного поля. Найважливіші висновки цього розділу є такими.

1. Показано, що в активних областях (за межами плям) існують дві субтелескопічні компоненти магнітного поля, а саме квазиоднорідна і поздовжня (вертикальна до поверхні) з індукцією приблизно до 1 Тл, а також мультиполярна з В 0.1 Тл. Розрахунками в рамках двохкомпонентної моделі показано, що маломасштабні магнітні поля з індукцією біля 0.4 Тл повинні займати в фотосфері активної області біля 10% всієї площі і мати для В > 0.1 Тл профіль поля, близький до B(x) = В0 (1 - x6), x 1. Швидкість направленого руху речовини у відповідних силових трубках і нетеплові швидкості в них повинні бути близькими до нуля. На решті 90% площі присутні субтелескопічні поля з індукцією +100 та – 60 мТл. Якщо ж врахувати також силові трубки з полями біля 0.7 та 1.3 Тл, то загальна площа (фактор заповнення) силових трубок зростає до 15%. При цьому сумарні магнітні потоки обох компонент магнітного поля виявляються приблизно однаковими. Висотний градієнт магнітного поля у квазиоднорідній компоненті B0/z = - 1.4 мТл/ км.

2. На основі розрахунків параметрів Стокса для моделі Хольвегера-Мюллер досліджена чутливість лінії FeI 525.02 нм до деяких типів висотної та поверхневої неоднорідності магнітного поля. Показано, що ця лінія видимої області є цілком придатною для діагностики субтелескопічних полів змішаної полярності, подібних до тих, які виявлені Стенфло [ 62 ] на основі спостережень в лініях інфрачервоної області.

3. Для кількох активних областей виконано порівняння відносних магнітних індукцій іj = В(і)/В(j) ( де В(і) та В(j) – магнітні поля, виміряні в спектральних лініях і та j) на залежностях від фактора g2 і показано, що не існує їх універсального вигляду: може бути як зростання іj при зменшенні g2 (що було вперше виявлено в роботах [ 63, 64 ]), так і зменшення іj при тих же умовах, або ж практична відсутність будь-якої залежності. Це свідчить про те, що параметри субтелескопічних магнітних полів не можна описати якоюсь універсальною моделлю магнітного поля, незмінною від місця до місця на Сонці.

Розділ 4. Структура та еволюція магнітних полів у сонячних спалахах. Перші найбільш важливі результати стосовно магнітних полів в області сонячних спалахах отримані у Кримській астрофізичній обсерваторії під керівництвом акад. А.Б.Сєверного [ 65 ]. У цих роботах а також наступних дослідженнях інших авторів було встановлено ряд важливих особливостей (зокрема, спрощення структури магнітного поля після спалаху, зменшення горизонтальних градієнтів та ін.), які, однак, більше стосувались навколишніх ділянок поблизу спалаху і спостерігались лише в найпотужніших спалахах. У самому ж спалаху виміряти надійно поле звичайними методами досить складно внаслідок суттєвих немагнітних змін спектральних ліній [ 66 ]. Тому з методичних причин залишались нез’ясованими як дійсний характер короткочасних змін магнітного поля у спалахах, так і його величина та структура в субтелескопічних масштабах. Саме ці питання вирішувались дисертантом при роботі над даним розділом. Всього було досліджено 12 сонячних спалахів і найважливіші результати тут є такими.

1. На основі детального аналізу профілів Стокса I V магніточутливих ліній FeI 524.71 та 525.02 у спалаху 16 червня 1989 року балу 2В показано, що структура магнітного поля у ньому була, у першому наближенні, двохкомпонентною і містила маломасштабні силові трубки та фонове знакозмінне поле. Модуль індукції магнітного поля в силових трубках Вf змінювався немонотонно, досягаючи максимуму (155 мТл) в максимумі спалаху, тоді як величина фонового поля Вb залишалась незмінною ( 90 мТл) принаймні впродовж 30 хв спалаху (рис. 1). Фактор заповнення силових трубок монотонно зменшувався з розвитком спалаху, що може вказувати на поступове “вигоряння” маломасштабної компоненти в процесі спалаху. Зменшення магнітної енергії у цьому спалаху становить 61021 Дж, що добре узгоджується з оцінками енергій оптичних сонячних спалахів по даних інших авторів.

Вивчення еволюційних змін також в чотирьох інших спалахах (як з флаш-фазою, так і без неї) показало, що в цілому протягом спалахів відбуваються зміни магнітного поля двох типів: а) поступове зменшення величини магнітного поля від початку спалаху до його кінця, пов’язане, очевидно з очікуваною теоретично дисипацією магнітної енергії в процесі спалаху, та б) різке зростання його величини (до 155-180 мТл) протягом кількох хвилин максимальної фази спалаху. Процес типу б) спостерігається як в області фотосфери за межами плям, так і у плямах, і поки що не має задовільного пояснення в теорії спалахів.

2. На основі синтезу профілів Стокса I V та I Q дев’яти магніточутливих ліній FeI, FeII та HI для того ж спалаху балу 2В з використанням обчислювальної програми, що враховує відхилення від ЛТР, показано, що температура та магнітне поле розподілялись з висотою у ньому немонотонно: вони мали максимум у верхній фотосфері, де оптична товща 5 510-3 (Рис. 2). Ці розрахунки підтвердили, що магнітне поле у спалаху є дуже неоднорідним як по глибині, так і в горизонтальному напрямі, причому його величина в нижніх шарах атмосфери (де 5 > 510-2) близька до нуля, що є нетривіальним випадком для сонячних магнітних полів. Турбулентна швидкість vt в зоні максимуму температури та магнітного поля дещо зменшена і близька до 1.5 км/сек, тоді як концентрація часток – навпаки, збільшена.

Також для ще одного спалаху (8 червня 1989 р. балу 1В) отримано аналогічний немонотонний розподіл параметрів В та Т з висотою, з їх максимумом приблизно на тих же значеннях 5.

Рис. 1. Еволюція магнітного поля в маломасштабних силових трубках Вf, фонового поля Вb, а також фактора заповнення у спалаху 16 червня 1989 року. Ці дані отримані по лініях FeI 524.71 та 525.02 і стосуються спалахового вузлика в області фотосфери (за межами сонячних плям). Для зручності при порівнянні різних параметрів на одному графіку, величини магнітної індукції подані в кілогауссах ( 1 кГс = 100 мТл).

3. Вимірюваннями поздовжнього магнітного поля В¦ у багатьох лініях металів, що знаходяться в крилах сильних ліній бальмерівської серії (передусім Н , а також Н та Н) і тому мають суттєво рознесені по висоті області формування, показано, що величина В¦ у спалаху 25 липня 1981 р. балу 2N змінювалась з глибиною немонотонно, з кількома максимумами та мінімумами. При цьому висотний градієнт В¦/z принаймні 2-3 рази змінював свій знак, досягаючи значень 0.5 мТл/км (по абсолютній величині). Амплітуда відповідного хвилеподібного збурення В¦ у максимумі спалаху була приблизно у 2 рази більша, ніж в його кінці. Це, найімовірніше, свідчить про значні деформації магнітного поля типу зсуву (“ширу”) під час спалаху, які поступово ослаблювались в процесі спалахового енерговиділення. Окрім ширових деформацій, у цьому ж спалаху зареєстровані ознаки тісного (субтелескопічного) контакту маласштабних полів протилежної полярності. Спостережні вказівки на аналогічну структуру магнітного поля виявлені і в активному протуберанці.

4. Запропоновані нові методи діагностики маломасштабних магнітних полів у сонячних спалахах, що дозволяють визначати не тільки величину субтелескопічних магнітних полів, але і їх полярність, фактор заповнення та термодинамічні параметри (зокрема, метод визначення В та на основі аналізу розщеплення піків та півширин параметра Стокса V, метод визначення верхньої та нижньої межі модуля поля на основі даних про екстремуми I±V та V профілів ліній, метод синтезу профілів магніточутливих ліній на основі обчислювальної програми, що враховує відхилення від ЛТР).

Рис. 2. Розподіл з оптичною глибиною 5 різних фізичних параметрів у спалаху 16 червня 1989 року: В1 та В2 – індукція магнітного поля у двох субтелескопічних компонентах магнітного поля, Тflare – температура. Для порівняння показаний також розподіл магнітного поля Вpl у сонячному факелі, а також температур і Тpl та Тq для факела та спокійної області Сонця.

Розділ 5. Надпотужні магнітні поля у сонячних спалахах. У 1957 році акад. А.Б.Сєверний [67] висловив припущення, що в сонячних плямах існують тонкоструктурні елементи з фактичним магнітним полем близько 5 Тл, які при усередненні даних по вхідній щілині інструмента дають добре відомі значення на рівні 10-1 Тл. Подібні припущення висловлювались і пізніше, однак ніким ще не було отримано прямих спостережних даних щодо таких гігантських полів. Саме такі дані були отримані дисертантом, і їх виклад та аналіз подано у розділі 5. Коротко підсумуємо основні результати цього розділу.

1. На основі детального вивчення ешельних зееман-спектрограм, отриманих в Астрономічній обсерваторії КНУ, виявлені достовірні свідчення існування надпотужних (> 0.5 Тл) магнітних полів у трьох сонячних спалахах балів 1 та 2. Зокрема, виявлені три нові спектральні ефекти: а) нетипове розщеплення емісії в лініях MgI 517.27 та 518.36 нм; б) локальний екстремум в розщепленні бісекторів для профілів Стокса I V бальмерівських ліній Н , Н та Н; в) свідчення ефекту Зеемана в “немагнітних” лініях FeI 512.37 та FeI 543.45 (geff = -0.013 та -0.014, відповідно). Перший ефект відповідає полям 0.4-0.7 Тл для прямих спостережень, тоді як другий і третій – полям 2-9 Тл (Рис. 3).

Як видно з рис. 3, обидві “немагнітні”лінії також мають розщеплені емісійні “горби” в їх ядрах, причому знак параметра Стокса V є однаковим для обох “немагнітних” ліній, але протилежним до знаку цього параметра у лінії FeI 544.69. Це, а також характерна асиметрія емісійних піків в обох “немагнітних” лініях, відсутність подібного розщеплення у IQ профілях, свідчить про надпотужне (В 9 Тл) магнітне поле у спалаху. Магнітні поля того ж рівня індукції виявлені і в інших зірок сонячного типу [ 68 ], але на Сонці вони зафіксовані лише у сонячних спалахах і лише як швидкоплинне явище.

Поскільки знайдені ефекти з’являються на дуже короткий час (біля 10 хв.), дуже локально по спектру і на поверхні Сонця (1-2 Мм), а також одночасно в багатьох спектральних лініях, вони не можуть бути обумовлені інструментальними причинами, зокрема інструментальною поляризацією. Інструментальна поляризація залежить, в основному, від взаємної орієнтації дзеркал целостата і тому змінюється з часом дуже повільно; вона зовсім не змінюється від місця до місця на Сонці (у межах ділянки, зафіксованої на спектрограмі) і не повинна давати такі вузькі спектральні прояви.

Рис.3. Профілі Стокса IV магніточутливої лінії FeI 544.69 (geff = 1.249) та “немагнітних” ліній FeI 512.37 та FeI 543.45 (geff = -0.013 та -0.014, відповідно) для одного і того ж місця спалаху 16 червня 1989 року. Розщеплення емісійних піків в ядрах “немагнітних” ліній відповідає магнітному полю в 9 Тл.

2. Аргументовано висновок про існування у спалаху маломасштабних магнітних полів двох типів: “кілогауссової” компоненти (В 10-1 Тл) та надпотужної (В 2-9 Тл). Згідно даних вимірювань, ці компоненти, а також усереднене поле в хромосфері, виміряне по H, змінюються на протязі спалаху синхронно і немонотонно, досягаючи максимальних значень у максимумі спалаху.

3. Попередня статистика ефекту розщеплення емісії в ядрі лінії FeI 543.45 показує, що переважають розщеплення протилежного знаку відносно лінії FeI 544.69 – як це і має бути при ефекті Зеемана в лінії, у якої geff < 0 . Водночас, у спалаху 16 червня 1989 р. відмічено кілька достовірних випадків, коли розщеплення емісії в ядрі лінії FeI 543.45 було того ж знаку, що і в лінії FeI 544.69. Це вказує на появу у спалаху також дуже сильних (1-2 Тл) субтелескопічних полів протилежної полярності.

Надпотужні магнітні поля протилежної полярності виявлені у ще одному спалаху, 29 березня 2001 р. (бал 1В/X1.7). Дослідження стоксових профілів I та V линій FeI 617.33 и FeI 602.41 виявило певну кореляцію між флуктуаціями інтенсивності в “червоному” та “фіолетовому” крилах ліній та сусідньому спектральному континуумі. При цьому між флуктуаціями для стоксового параметра I спостерігалась позитивна кореляция, тоді як для параметра V - антикореляція. Аналіз цих ефектів приводить до висновку, що у спалаху існував тісний контакт маломасштабних магнітних полів протилежних знаків і з дискретним набором індукції, включаючи такі значення: ±0.1, +0.18, - 0.55, - 2.3 та – 2.9 Тл.

4. Для двох сонячних спалахів знайдено тісний зв’язок величини розщеплення бісекторів ДлВ в ядрі лінії FeI 543.45 з інтенсивністю емісії I(H) в лінії H : виявилось, що ДлВ в цілому тим більше, чим більше I(H). Це означає, що найсильніші магнітні поля у спалахах найчастіше зустрічаються у найяскравіших емісійних вузлах лінії H.

Розділ 6. Аномально вузькі емісії в спектрах сонячних спалахів. З раніше проведених досліджень інших авторів було відомо, що емісія спалахів в лініях металів, як правило, вужча за відповідні фраунгоферові профілі і її видима ширина іноді доходить до 6 пм. Мета цього розділу – дослідити питання дійсної ширини спалахової емісії, враховуючи інструментальне розширення і використовуючи для аналізу немагніточутливі спектральні лінії. Найважливіші висновки, отримані у цьому розділі, є такими.

1. На основі спектрофотометричного аналізу IV профілів лінії FeI 543.45 у двох спалахах балів SB та 2B встановлено, що виміряна ширина емісійних піків в ядрі цієї лінії є тим меншою, чим менша інтенсивність спалахової емісії. Найслабші емісії мають видиму ширину біля 3 пм, що відповідає повній півширині інструментального профіля ешельного спектрографа ГСТ АО КНУ. Це говорить про те, що дійсна півширина найвужчих емісій в лінії FeI 543.45 є меншою за 3 пм.

2. Врахування інструментального розширення трьома різними методами (методом де Ягера-Гуртовенка, розрахунками ефекту інструментального “розмивання” пробних піків різної ширини та інтенсивності, добудованих в ядрі відповідного фраунгоферового профіля, а також також методом фур’є-регуляризації) показало, що дійсна півширина емісійних профілів ліній FeI у спалахах знаходиться в межах від 1-2 до 10 пм, причому незвичайно вузькі емісії (біля 1.5 пм) зустрічаються у 5-10% випадків, переважно в місцях дуже слабкої емісії. Формально такі дуже вузькі емісії відповідають нульовій турбулентній швидкості та дуже низькій температурі – всього в декілька сотень кельвінів.

3. Дійсна півширина емісійних піків виявляється залежною від величини магнітного поля, яке спостерігається у даному місці (магнітне поле вимірювалось по лінії FeI 544.69 і було в межах 120-300 мТл): чим сильнішим є магнітне поле, тим вужчими є емісійні піки. Враховуючи це, а також явні ознаки формування вузьких емісій в тонкоструктурних магнітних елементах, можна зробити висновок, що на амплітуду і міру анізотропії нетеплових і теплових швидкостей в сонячній плазмі впливає не тільки величина, але і лінійний масштаб магнітного поля.

Розділ 7. Теоретичні моделі маломасштабних магнітних полів. Виявлені дисертантом незвичайні властивості маломасштабних магнітних полів (зокрема, дискретність величин поля та їх дуже широкий діапазон, мультиполярна “фонова” компонента з помірними та сильними полями, знакозмінний градієнт магнітного поля у спалахах та ін.) не мали задовільного теоретичного пояснення в роботах інших авторів, і тому вимагали окремого детального розгладу. Мета розділу 7 – побудова теоретичних МГД моделей, які б задовільно описували ці спостережні дані. Основні результати цього розділу є такими.

1. Показано, що знайдені з спостережень властивості маломасштабних полів (Розділ 3) можна пояснити в рамках лінійної безсилової моделі тонкоструктурного екранованого магнітного жгута. Структури цього типу описуються рівнянням rotН=Н, де є таким, що Н = 0 (тут Н - вектор напруженості магнітного поля). Для аксіальної симетрії системи і при =const загальне рішення [ 69, 70 ] цього рівняння записується через функції Бесселя J0 та J1 нульового та першого порядку відповідно. Розв’язок рівняння є таким, що умова поперечного обмеження жгута Нr(a) =0 еквівалентна умові J1(a)=0. Тоді умова для балансу тисків на межі жгута з зовнішньою атмосферою (тиск Р в якій можна припустити розподіленим по барометричному закону) приводить до виразу Нk(0)J0(k) = (8Р)Ѕ, де k – k-й корінь функції J1. Внаслідок того, що J0(k) утворює дискретну множину, ми отримуємо також дискретну множину і напруженостей Нk(0) та індукцій Вk(0). Характерною особливістю таких структур є також наявність знакозмінної маломасштабної структури в його периферійній частині. Чим більше півперіодів знакозмінного поля вкладається в боковому перетині жгута, тим вищою є напруженість магнітного поля Нk(0) на його осі. При Р=const теоретичні значення поля є такими: 0.25, 0.62, 0.83, 1.0…Тл, тобто вони цілком задовільно узгоджуються з спостережними. Поперечний масштаб таких елементів повинен бути не більший шкали висот (130 км в фотосфері), а вертикальний градієнт магнітного поля – в межах (-1..-10) мТл/км. Час дифузійного розмивання такого елемента ?D = 105/k2 сек, тобто менше доби, і має бути тим меншим, чим вищою є напруженість Нk(0) на осі елемента.

2. Знайдено теоретичне пояснення знакозмінності висотного градієнту В¦/z магнітного поля у сонячних спалахах (п.3, розд.л 4). Розглянувши умову поперечної рівноваги скрученого магнітного жгута, показано, що при законі скручування Нц(r) = Н0бx2exp(-бx4/2) теоретична величина В¦ буде змінюватись з висотою в атмосфері аналогічно тому, як це зареєстровано під час спостережень (тут x- відносний розмір жгута в поперечному напрямі, б – параметр, що характеризує як міру закручування жгута, так неодноріність цього скручування). Спалахове