Анотація до роботи:

Лозицький В.Г. Сильні магнітні поля в маломасштабних структурах та спалахах на Сонці. – Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня доктора фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.03 – геліофізика і фізика Сонячної системи.- Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, 2003.

У дисертації містяться результати діагностики маломасшабних магнітних полів у спокійних областях Сонця, в активних областях (за межами плям та спалахів), а також безпосередньо у сонячних спалахах. Вперше виявлено такі ефекти: а) підсилення маломасштабного магнітного поля в максимумі спалахів, б) появу в ці моменти надпотужних (з індукцією до 9 Тл) магнітних полів і г) виникнення аномально вузьких (з шириною до 1-2 пм) емісій ліній FeI у спалахах. Для спокійних областей на Сонці побудовано емпіричну модель тонкоструктурного магнітного поля. Для сонячних спалахів та ділянок активних областей поза спалахами побудовано також напівемпіричні та теоретичні моделі. Запропоновані нові методи діагностики маломасштабних і неоднорідних по висоті магнітних полів.

У дисертації наведене нове вирішення важливої наукової проблеми – проблеми діагностики гранично маломасштабних магнітних полів та магнітних полів у сонячних спалахах. Основні результати дисертації є такими:

1. Досліджено еволюцію магнітних полів у сонячних спалахах і виявлено ефект підсилення модуля магнітного поля (до 155-180 мТл) в маломасштабних силових трубках в моменти максимумів сонячних спалахів різної потужності, притому як для спалахів з вибуховою фазою, так і без неї. Встановлено, що структура магнітного поля у спалахах була багатокомпонентною і включала, крім маломасштабних силових трубок з високою індукцією, також знакозмінне фонове поле помірної сили (до ±90 мТл). Виявлено монотонне зменшення фактора заповнення з розвитком спалаху. Ці результати можуть бути використані при побудові більш адекватних теоретичних моделей сонячних спалахів.

2. Виявлено немонотонний розподіл магнітного поля з висотою у сонячних спалахах. На основі синтезу профілів Стокса I ± V та I ± Q магніточутливих ліній FeI, FeII та HI з використанням обчислювальної програми, яка враховує відхилення від ЛТР, показано, що температура та магнітне поле досягають максимуму у верхній фотосфері, де оптична товща t₅ 510^-3. Турбулентна швидкість v_t в зоні максимуму температури та магнітного поля дещо зменшена і близька до 1.5 км/сек, тоді як концентрація часток – навпаки, підвищена. Отримані дані можуть бути емпіричним “шаблоном” при можливому виборі між альтернативними теоретичними моделями сонячних спалахів.

3. Виявлено низку спектральних ефектів у I ± V та I ± Q профілях спектральних ліній FeI, MgI та HI, які вказують на існування надпотужних магнітних полів у сонячних спалахах (від 0.4 до 9 Тл). Ці результати ставлять нову наукову проблему – проблему можливого існування “коллапсу” магнітного поля [ 12 ], коли його величина може зростати на короткий час до дуже високих значень (наприклад, при дисипації структур типу магнітних вихорів [ 71 ]).

4. Досліджено структуру магнітного поля в активних областях за межами плям та спалахів і показано, що в цих місцях на Сонці 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. Знайдено низку емпіричних характеристик цих полів, які можуть мати особливу цінність при побудові відповідних МГД моделей.

5. Побудовано емпіричну модель маломасштабних магнітних елементів в спокійних областях Сонця, яка враховує всі основні спостережні дані на базі магнітографічного методу, отримані різними авторами і в різних спектральних лініях. Ця модель вказує на певну подібність субтелескопічних силових трубок до сонячних пор, що відкриває поле пошуку аналогій між структурами різних масштабів і може пролити світло на деякі більш загальні властивості фрагментованих космічних полів.

6. Встановлено існування аномально вузьких (< 3пм) емісій ліній FeI у сонячних спалахах, які формально відповідають нульовій турбулентній швидкості та дуже низькій температурі – всього в декілька сотень кельвінів. Отримані емпіричні дані можуть знайти своє застосування в подальшій розробці проблеми турбулентності в космічній плазмі.

7. Запропоновано дві теоретичні МГД моделі магнітних полів, які добре пояснюють найсуттєвіші емпіричні особливості структури магнітного поля в активних областях та спалахах. Зокрема, в рамках лінійної безсилової моделі тонкоструктурного екранованого магнітного жгута вдалося пояснити такі особливості маломасштабних магнітних елементів, як досить широкий діапазон величин магнітного поля (В1 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, а також малий поперечний масштаб поля (< 100 км). Ці моделі, однак, є лише спрощеною картиною реальних магнітних структур, і тому їх можна використовувати лише як вихідні при побудові більш адекватних моделей.

8. 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. Запропоновані також нові методи діагностики неоднорідних о висоті магнітних полів.