глава 2, п.2.4), в
спокойных областях профиль поля все-таки отличается от прямоугольного (он ближе
к профилю поля в порах), и если учесть это обстоятельство, для получения
амплитуды поля В0 на осях неразрешимых структур указанные выше значения 100-150
мТл следует умножить на величину k-1 = 1.5 (см. ниже комментарий к формуле
(2.6)). Таким образом получаем значения В0=150-225 мТл, прекрасно согласующиеся
с данными работ [11, 165].
1.7. Метод Фурье-трансформации спектра
Это весьма изящный метод; применительно к исследованиям мелкомасштабных
магнитных полей он впервые предложен Тарбеллом и Тайтлом [321].
Фурье-преобразование для профиля Стокса V может быть записано в виде
FV(x) = ? Veixл dл . (1.22)
Если считать, что профиль V сформирован в основном в сильной (f) компоненте
магнитного поля (т.е. вклад фонового поля пренебрежимо мал), то V= бVf , что
приводит к выражению
FV(x)= - i б Ff (x)sin (gДлH x). (1.23)
При аппроксимации профиля линии функциями Гаусса, Лоренца или Фойгта,
соответствующее Фурье преобразование Ff(x) не будет иметь нулей. В таком случае
из условия
FV(x0) = 0 (1.24)
следует, что
sin (gДлH x0) = 0, (1.25)
и первое интересное решение соответствует
gДлH x0 = р, (1.26)
или
ДлH = р / g x0 . (1.27)
Как видно из приведенных выражений, для измерений магнитного поля не требуется
никаких предположений о форме профиля линии в магнитных элементах.
Авторы [321] указывали, что метод можно применять и в более сложных случаях, в
частности при произвольном наклоне магнитного поля к лучу зрения. Ими найдено,
что типичные поля в неразрешимых элементах составляют 100-180 мТл.
В дальнейшем метод Фурье-трансформации спектра неоднократно применялся
Я.О.Стенфло, С.Соланки, Дж. Харви и др. [283, 304, 305, 315, 316, 328] на
телескопе McMath национальной солнечной обсерватории Китт Пик (США).
Фурье-спектрометр этой обсерватории сочетает в себе такие важные качества, как
высокое спектральное разрешение (около 400000), низкий уровень шума (~10-4) и
рассеянного света, широкий диапазон одновременно регистрируемого спектра (~100
нм). В то же время, пространственное разрешение прямых наблюдений на этом
инструменте весьма посредственное – в пределах 5-10 сек дуги (т.е. 3-7 Мм).
Кроме того, для записи спектрального интервала в ~100 нм требуется время
порядка 30 мин., что неприемлемо для исследования быстрых нестационарных
процессов на Солнце (например, вспышек).
На этом инструменте были исследованы профили Стокса многих сотен
магниточувствительных линий, в основном FeI и FeII. Было подтверждено, что
наблюдаемые изменения профилей линий в солнечных факелах не соответствуют
случаю слабого поля и становятся хорошо объснимыми лишь в моделях с сильными
(“килогауссовыми”) полями. Величина магнитного поля в неразрешимых силовых
трубках заключена в пределах 126-162 мТл для ярких факелов, 132-154 мТл для
слабых факелов и 139-172 мТл для сетки (все данные – по-видимому, в
предположении прямоугольного профиля поля). Фактор заполнения найден равным от
6.7% до 14.7% для ярких факелов, от 2.5% до 7.5% для слабых факелов и от 1.5%
до 4.5% в сетке. Оказалось также, что если сравнивать амплитуды параметра
Стокса V для многих спектральных линий, то (для удовлетворительного
согласования всех данных) для некоторых линий приходится предположить фактор
Ланде, заметно отличный от теоретического для случая LS связи [ 315 ]. По
мнению диссертанта [ 9 ], здесь возможно и другое объяснение: данные по этим
линиям (в основном с наиболее низкой магнитной чувствительностью) отличаются не
потому, что у них неправильные факторы Ланде, а потому, что эти линии
чувствительны к другим модам силовых трубок, имеющих более высокие
напряженности. Подробно этот вопрос рассмотрен в работе [ 9 ] и показано, что
из-за сильной неоднородности непятенных магнитных полей для эмпирического
определения факторов Ланде следует использовать наблюдения не фотосферы, а
больших пятен.
Из числа других наиболее важных и оригинальных результатов, полученных с
трансформирующим Фурье-спектрометром, следует отметить данные об эффекте
“центр-лимб” в асимметрии стоксовых профилей V и Q [ 316 ]. Эти данные
указывают на уменьшение разности температур внутри и вне силовой трубки с
увеличением геометрической висоты в атмосфере. Отсутствие заметного
допплеровского смещения нуль-пункта в параметре V относительно I для большого
интервала гелиоцентрических расстояний свидетельствует о том, что движения
вещества в окрестности силовых трубок не могут быть представлены
квазистационарными потоками. Силовые трубки в половине исследованных областей
наклонены к вертикали по меньшей мере на 10є, что следует из отношения величин
Q/V [ 304 ].
1.8. Измерения по линиям инфракрасной области спектра
Большой диагностический потенциал инфракрасной области спектра (применительно к
магнитным полям) был впервые продемонстрирован Дж. Харви и Д. Хелом [ 246 ].
Используя наблюдения прямого зеемановского расщепления в линии FeI 1.5649 мкм
(g=3.0), они нашли сильные (160 мТл) магнитные поля в спокойных областях. Это
послужило независимым потверждением данных методики «отношения линий» [ 310 ].
Поскольку зеемановское расщепление ДлН пропорционально gл2, а допплеровская
ширина линии ДлD пропорциональна л, их отношение ДлН/ДлD, характер
- Київ+380960830922