Эволюционные характеристики профиля линии Hα в одном из узлов вспышки 2В/Х6.9 и полуэмпирические модели вспышечной хромосферы - Babin, A.N.; Baranovsky, E.A.; Koval, A.N. (Известия Крымской астрофизической обсерватории, 2016)
Анализируется эволюция Hα-профилей одного вспышечного узла в течение белой вспышки 9 августа 2011 г. балла 2B/X6.9. В начале импульсной фазы на стадии быстрого роста яркости появляется эмиссионный Hα-профиль с протяженными крыльями, сильной красной асимметрией и центральным обращением, которое исчезает во время максимума потока мягкого рентгеновского излучения. Спектры также показывают наличие сильных, направленных вниз движений в начале импульсной фазы, которые уменьшаются со временем. Эмиссионные крылья Hα-профилей расширены эффектом Штарка. Наблюдается временная корреляция между кривой развития Hα-излучения и временным профилем потока микроволнового излучения. Эти результаты, согласно модели (Кэнфилд и др., 1984), могут указывать на то, что Hα-эмиссия в этом узле является следствием нагрева вспышечной хромосферы потоком нетепловых электронов с последующим усилением давления в короне.Для трех моментов рассчитаны полуэмпирические модели вспышечной хромосферы исследуемого узла на основании наблюдаемых профилей линии Hα с учетом того, что непрерывное излучение у этого узла отсутствует. Получено, что для объяснения наблюдаемых особенностей необходимо предположение о наличии в структуре вспышки субтелескопических элементов с большой интенсивностью линии Hα (до 8−15 единиц непрерывного спектра). Яркие детали вспышки занимают 8−12 % общей площади, а остальная часть имеет небольшую яркость. Усредненная картина такой структуры дает профиль линии Hα с протяженными крыльями и близкое к нулю (менее 1 %) непрерывное излучение. Асимметрия и смещение профилей линии Hα объясняется наличием лучевых скоростей. В отличие от моделей узлов с непрерывной эмиссией, рассчитанные модели вспышки имеют ту особенность, что здесь нет глубокого (до температурного минимума) прогрева хромосферы, а в верхней хромосфере имеется область большой плотности (log Nh = 14−15) толщиной 40−60 км.