LOGIN TO YOUR ACCOUNT

Username
Password
Remember Me
Or use your Academic/Social account:

CREATE AN ACCOUNT

Or use your Academic/Social account:

Congratulations!

You have just completed your registration at OpenAire.

Before you can login to the site, you will need to activate your account. An e-mail will be sent to you with the proper instructions.

Important!

Please note that this site is currently undergoing Beta testing.
Any new content you create is not guaranteed to be present to the final version of the site upon release.

Thank you for your patience,
OpenAire Dev Team.

Close This Message

CREATE AN ACCOUNT

Name:
Username:
Password:
Verify Password:
E-mail:
Verify E-mail:
*All Fields Are Required.
Please Verify You Are Human:
fbtwitterlinkedinvimeoflicker grey 14rssslideshare1
Лозицький, В. Г.; Астрономiчна обсерваторiя Київського нацiонального унiверситету iменi Тараса Шевченка; Андрiєць, О. С.; Астрономiчна обсерваторiя Київського нацiонального унiверситету iменi Тараса Шевченка (2011)
Publisher: Національний Авиаційний Університет
Languages: Ukrainian
Types: Article
Subjects: structure of solar magnetic fields; solar flares., УДК 523.985, структура солнечных магнитных полей; солнечные вспышки.
The spectrophotometric measurement’s results of four weak solar flares of 25 July1991, 18 July 2000, 9 June 2001 and 28 July 2004 are presented. The importances of these flares were SB, C1.5,C4 and C4 respectively. The Stokes I ±V profiles of Н, D1 NaI and other metalic spectral lines (mainly FeI)were analyzed. It was found that magnetic field in just one flare was stronger on the chromospheric level than in thephotosphere according to a uniform magnetic field approximation. The splitting’s characteristics of I±V Stokes profilesin chromospheric lines pointed out dual picture: quasihomogeneous field in a horizontal plane and inhomogeneous, atleast were both two-component. The parameters of two-component magnetic field’s model were calculated for flare of25 July 1991. As a result, it was shown that magnetic field of small-scale component was 10–20 times stronger thanmagnetic field of background component and lines profiles were 5 times narrower than observed ones. Приведены результаты спектрофотометричного иссле-дования четырех слабых солнечных вспышек: 25 июля 1991 года балла SB, 18 июля 2000 года рентгеновскогобалла С1.5, 9 июня 2001 года балла С4 и 28 июля 2004 р. балла С4. Анализировались профили Стокса I ±Vв спектральных линиях H, D1 Na и других металлов (в основном Fe). Найдено, что в приближении однокомпонентного поля его величина в одной из вспышек является большей в хромосфере, чем в фотосфере. Особенности расщепления бисекторов в профилях I ±V хромосферных линий указывают на двоякую картину: как квазиоднородное поле в картинной плоскости, так и неоднородное, минимум двухкомпонентное. Для вспышки25 июля 1991 года рассчитаны параметры двухкомпонентной модели и показано, что в маломасштабной компоненте магнитное поле в 10–20 раз сильнее, чем фоновое, а профили линий в 5 раз ´уже наблюденных. Наведено результати спектрофотометричного дослiдження чотирьох слабких сонячних спалахiв: 25 липня1991 року балу SB, 18 липня 2000 року рентгенiвського балу С1.5, 9 червня 2001 року балу С4 та 28 липня2004 р. балу С4. Аналiзувались профiлi Стокса I ±V в спектральних лiнiях H , D1 NaI та iнших металiв(в основному FeI). Знайдено, що в наближеннi однокомпонентного поля його величина в одному iз спалахiв є бiльшою у хромосферi, нiж в фотосферi. Особливостi розщеплення бiсекторiв в профiлях I ±V хромосферних лiнiй вказують на двояку картину: як квазiоднорiдне поле в картиннiй площинi, так i неоднорiдне, мiнiмум двохкомпонентне. Для спалаху 25 липня 1991 року розраховано параметри двохкомпонентної моделi i показано, що в маломасштабнiй компонентi магнiтне поле в 10–20 разiв сильнiше за фонове, а профiлi лiнiй у 5разiв вужчi за спостереженi.
  • No references.
  • No related research data.
  • No similar publications.