Моделирование фотосферы и хромосферы двух мощных вспышек на Солнце(28 октября 2003 г. и 1 сентября 1990 г.)

摘要

Изучаются спектры двух сильных вспышек, близких по интенсивнос-ти в оптическом диапазоне, но различных по спектральным особен-ностям и мощности в других диапазонах. Одна из них - уникальнаявспышка 28 октября 2003 г., балл Х17.2/4В, третья по величине среди- зарегистрированных. Вторая -1 сентября 1990 г., балл 3В. Вспышкиразличаются величиной бальмеровского декремента. Для вспышки 28октября 2003 г. отношение I(H_β)/I(H_α) = 1.47. Это наибольшее значе-ние, наблюдавщееся у солнечных вспышек. Вспышки различаютсятакже величиной эмиссии в линиях D Nа I - эмиссия значительнобольше у вспышки 28 октября 2003 г. По наблюдаемым профилямбал ьмеровскцх линий и линий D Na 1 рассчитаны модели хромосферыэтих вспышек. Удовлетворительное согласие вычисленных и наблю-даемых профилей получено для двухкомпонентных моделей, в кото-рых горячий компонент занимает 6 % площади. Горячий компонентмодели хрол, юсферы характеризуются наличием плотной конденса-ции в верхних слоях. Для вспышки 28 октября 2003 г: эта конденсациярасположена на большей глубине и -содержит большё вещества, чемдля второй вспышки. Интпенсивность линии H_α отдельно для горячегокомпонента модели составляет около 30, а интенсивность непрерыв-ного спектра - около 3 % от невозмущенного уровня. По наблюдае-мым профилям фотосферных линий для вспышки 28 октября 2003 г.рассчитана модель фотосферы. Получено, что очень широкие наблю-даемые профили отдельны х сигма-компонентов линии Fe I λ 525.0 нмможно объяснить только наличием магнитных полей различной на-правленности. Обнаружено большое различие между величинами на-пряженности магнитного поля, полученными по расщеплениюсигма-компонентов и посредством моделирования.