Статья содержит краткий обзор научных результатов по проблеме магнитных полей в солнечных вспышках, полученных на основе спектрально-поляризационных наблюдений в основном за последние 10–15 лет. Излагаются наблюдательные данные и кратко дискутируются следующие вопросы: временные изменения магнитных полей во вспышках, включая проблему “магнитных транзиентов”, данные методов “отношения линий” и расщепления пиков V–параметра, магнитные поля смешанной полярности и полуэмпирические модели вспышек. Делается вывод, что спектрально-поляризационные наблюдения в целом подтвердили результаты магнитографических измерений о существовании двух типов изменений магнитного поля во вспышках: медленных и быстрых (типа “магнитных транзиентов”). По крайней мере, в некоторых вспышках такие изменения сопровождаются уменьшением фактора заполнения сильной компоненты. Во вспышках и в фотосферных полях вне пятен и вспышек присутствуют как минимум две компоненты поля: сильная (10 3 –10 4 Гс) с регулярной полярностью на масштабе 2–3 Мм и небольшим фактором заполнения и более слабая ( £ 10 3 Гс), но с большим фактором заполнения и с тесным контактом магнитных полей противоположных полярностей. Высотное распределение магнитного поля и термодинамических условий в области вспышки является весьма своеобразным, отличным от невозмущенных областей. В частности, в распределении магнитного поля иногда появляются высотные пики; подобные пики (или даже несколько пиков в толще фотосферы) возникают и в распределении с высотой температуры. К концу вспышки такие возмущения в целом уменьшаются, приближаясь к обычной картине средней атмосферы. Несмотря на то, что основное энерговыделение вспышки происходит в хромосфере и короне, значительные связанные со вспышкой возмущения начинаются значительно ниже – со средней фотосферы (и выше).

The paper contains a short review of scientific results related to the problem of magnetic fields in solar flares and obtained mainly during last 10–15 years. The following data are presented and shortly discussed: temporal magnetic field changes in flares including problem of ‘magnetic transients’, data of ‘line-ratio’ method and splitting of V-peaks, mixed-polarity magnetic fields and semi-empirical models of flares. It was concluded that spectral-polarized observations confirm, in general, the results of magnetographic measurements about existence of two types of magnetic field changes in flares: slow and rapid, like ‘magnetic transients’. At least, in some flares such changes are accompanied by decreasing of the filling factor of strong component. In the flares, as well as in non-flare regions, at least two magnetic field components exist: strong (10 3 –10 4 G) component with regular magnetic polarity on scale of 2–3 Mm and small filling factor, and weaker (£10 3 G) one, but with large filling factor and mixed-polarity magnetic field. Vertical distributions of magnetic field and thermodynamical conditions in area of a flare are highly unique, different from the non-flare region. In particular, narrow peaks in distribution of named parameters with height occur in the photosphere. By end of the flare development, such perturbations, in general, decrease and come nearer to usual picture of the middle atmosphere. Although the basic flare energy release occurs in the chromosphere and corona, considerable flare-related perturbations begin much lower – from the middle photosphere (and above).