Динамические процессы во вспышке на Солнце 26 июня 1999 г. - Бабин, А.Н.; Коваль, А.Н. (Известия Крымской астрофизической обсерватории, 2010)
Исследуются эволюционные и пространственные характеристики движений во вспышечной хромосфере вспышки балла 2В/М2.3 на основании анализа асимметрии эмиссии Hα-профилей. Рассматривается возможность согласования результатов наблюдений с теорией испарения хромосферы. Спектральные Hα наблюдения вспышки, полученые на коронографе КГ-2 НИИ “Крымская астрофизическая обсерватория” с временным разрешением 5–10 с и пространственным разрешением до 1 угл. с, охватывают все стадии развития вспышки. Получены следующие результаты: Асимметрия профиля Hα является общей характеристикой вспышечной эмиссии, независимо от ее интенсивности, принадлежности к разным структурным деталям и фазам развития вспышки. Большинство Hα эмиссионных профилей во вспышечных областях показывает красную асимметрию. Однако в небольших локальных областях наблюдалась синяя асимметрия на всех стадиях развития вспышки. В местах основного энерговыделения наблюдалась красная асимметрия, которая появилась до начала импульсной фазы и продолжала существовать после ее окончания. Т. е. источник энергии, ответственный за динамические процессы во вспышке, начинал действовать раньше и существовал дольше, чем HXR-эмиссия. Вид асимметрии изменялся с фазой вспышки: преобладание интенсивности красного крыла (при несмещенном или слабо смещенном ядре линии) в предимпульсной, в начале импульсной и постепенной фазах. В максимуме импульсной фазы практически симметричные контуры с протяженными крыльями были смещены в целом в красную сторону спектра, то есть происходило опускание всего излучающего объема со скоростью несколько десятков км/с. Такой вид асимметрии не может быть объяснен динамической моделью хромосферной конденсации (Кенфилд и Гайлей, 1987). Профили Hα во время импульсной фазы не показывают признаков нагрева хромосферы потоком нетепловых электронов (Кенфилд и др., 1984). Время направленных вниз движений и изменение скорости движений со временем не согласуются с моделью динамики хромосферной конденсации (Фишер, 1989). Морфологические особенности поля скоростей также не согласуются с теорией испарения хромосферы, так как наибольшие разнонаправленные скорости были зарегистрированы в верхушках вспышечных петель, а не в местах основного энерговыделения. Мы приходим к заключению, что исследуемая вспышка показывает спектральные особенности, которые не согласуются со стандартной моделью испарения хромосферы.