Представлены наблюдательные данные об изменении профиля линии Ni I 6768 Å в течение импульсной и послеимпульсной фазы белой вспышки 18 июля 2002 г. в узле, давшем излучение в оптическом континууме, и в других вспышечных узлах. Также исследованы профили линии в местах интенсивных фотосферных движений в активных областях. Проведены оценки влияния изменений профиля линии Ni I на измерения магнитных полей на SOHO/MDI. Результаты исследования дают возможность сделать следующие заключения. Наблюдается существенное изменение термодинамической структуры фотосферных слоев во время вспышки, проявляющееся в изменении профиля линии NiI, особенно в месте свечения вспышки в оптическом континууме. В это время значительно уменьшается глубина профиля, однако эмиссионного обращения линии не происходит. Затем наблюдается относительно медленное возвращение к условиям невозмущенной фотосферы. Методика измерений магнитных полей на SOHO/MDI малочувствительна к таким изменениям линии, поэтому обнаруженные изменения во вспышке не привели к заметным ошибкам в измерениях продольного магнитного поля на MDI. Появление в некоторых местах активной области интенсивных движений на уровне фотосферы приводит к тому, что в этих местах профиль линии расширен, смещен в целом и асимметричен. При измерениях с MDI такие изменения профиля приводят к занижению магнитного поля примерно на 10 % при лучевой скорости фотосферного выброса около 1.6 км/с.

Observations of the NiI 6768 Å line during the impulsive and post impulsive phase of the 2002 July 18 white light flare at site of the WLF emission and in other flare kernels are presented. The line profiles in the regions of intensive photospheric motions have been studied too. By computer simulations of the MDI observables the influence of observed variations of the NiI 6768 Å line profile on the measurements of the magnetic fields on SOHO/MDI are carried out. We found that: 1) the significant changes in the thermodynamical structure of the photospheric layers take place at the time of the flare. As a result, the line profile becomes flatter and the line depth reduces significantly, especially at the time of white emission, but the line does not show any emission reversal. 2) MDI uses a method of measurement of magnetic fields that is insensitive to the line depth, so the substantial variations of the NiI 6767.8 Å line profile during the 2002 July 18 flare did not cause noticeable errors in the MDI measurements. 3) In the places of intensive photospheric motions the NiI 6767.8 Å line profiles become more wide, asymmetrical and shifted as a whole. Such changes of the profile lead to an underestimate of MDI magnetic measurements approximately 10 % if the line of sight velocity is about 1.6 km/s.