Simulation of photosphere and chromosphere of two powerful solar flares (October 28, 2003 and September 1, 1990)

Baranovsky, E. A.; Lozitsky, V. G.; Tarashchuk, V. P.

doi:10.3103/s0884591309050043

Cited by 8 publications

(4 citation statements)

References 7 publications

Supporting

Mentioning

Contrasting

Unclassified

Order By: Relevance

“…This flare has been studied in other studies [15,16], but for other times and, basically, in other spectral lines. In particular, Lozitsky [15] and Baranovsky et al [16] studied this flare at the time of 11 h 13 m UT, i.e. after its maximum phase.…”

Section: Observationsmentioning

confidence: 93%

Magnetic fields and thermodynamical conditions at photospheric layers of X17.2/4B solar flare of 28 October 2003

Lozitsky¹,

Baranovsky²,

Lozitska³

et al. 2017

J. Phys. Stud.

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

We present the magnetic field measurements and data of semi-empirical modeling for the exclusively powerful solar flare of 28 October 2003 of X17.2/4B class, which was in active region NOAA 0486. Observations were made with the Echelle spectrograph of the horizontal solar at telescope the Astronomical Observatory of the Taras Shevchenko National University of Kyiv. Our data relate to the peak phase of the flare and to a place of the photosphere outside sunspots.Nine spectral lines were selected for analysis, including such well known lines as FeI 5247.052, 5250.212, 6301.515, 6302.507Å, etc. Three "non-split" lines FeI 5123.723, 5434.527 and 5576.097Å were studied too (their effective Lande factors are, in fact, −0.013, −0.014 and −0.012, respectively).Magnetic field strengths in the flare were determined by three methods: (1) by splitting of the "center of gravity" of I ± V profiles; (2) by the amplitude of Stokes V profiles using "weak field approximation" and (3) using the PANDORA code, which allows to create the semi-empirical model of the flare.We found that in the brightes places of the flare the effective magnetic field B eff was 0-200 G in the middle photosphere (FeI 6302.5 and 5250.2 lines), 600-1200 G in the upper photosphere and temperature minimum zone (FeII 4923.9 and 5234.6 lines), and had S polarity.In the FeI 5434.527 line, the weak splitting of emission peaks near its core was observed; its value was 10-20 mÅ. If this splitting is interpreted as a manifestation of the Zeeman effect, then the corresponding magnetic field is about 25-50 kG. The magnetic polarity of this "superstrong" field should be N , i.e. opposite to the polarity of other FeI lines with greater Lande factors.A semi-empirical model of the flare was build with the PANDORA code, which allows to determine the magnetic field and thermodynamical conditions on both photospheric and chromospheric levels using non-LTE approximation. It was found that the magnetic field in the middle photosphere was 1000-1200 G. The temperature in the flare increased up to 1000 K for lg τ5 ≈ −3. Turbulent velocity vt is almost the same as in an undisturbed atmosphere, but in the range from lg τ5 = 1 to lg τ5 = −1; from lg τ5 = −1 to lg τ5 = −3 a sharp increase vt was found where vt reaches about 3.5 km/s.

show abstract

Section: Observationsmentioning

confidence: 93%

Magnetic fields and thermodynamical conditions at photospheric layers of X17.2/4B solar flare of 28 October 2003

Lozitsky¹,

Baranovsky²,

Lozitska³

et al. 2017

J. Phys. Stud.

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

show abstract

“…In some papers, a nonmonotonic change in the magnetic field with altitude has been obtained (see, e.g., Lozitsky et al, 2000), while in others a monotonous attenuation with altitude was obtained (see, e.g. Abramenko and Baranovsky, 2004;Baranovsky et al, 2009). Figure 8: Semi-empirical models of magnetic field for M4.1/1B flare of 5 November 2004 for three moments: 1 -peak of flare, 2 -4 min after peak, and 3 -10 min after peak (see details in paper by Kurochka et al, 2008).…”

Section: Semi-empirical Modelsmentioning

confidence: 99%

Estimations of Local Magnetic Fields in Solar Flares: Basic Methods and Some Results

Lozitsky¹,

Baranovsky²,

Lozitska³

et al. 2017

OAP

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

ABSTRACT. We consider three methods for estimations of local magnetic fields in solar flares: (1) analysis of bisectors of I  V profiles (Lozitsky, 2015); (2) search for Zeeman-like effects in cores of spectral lines with very low Lande factors, g eff  0.01 (Lozitsky, 1993(Lozitsky, , 1998; (3) semi-empirical modeling using many spectral lines and two-component models (see, e.g., Lozitsky et al., 2000). We illustrate the application of named methods to different observational data and to different spectral lines. Our main conclusions are following: (a) upper limit of local magnetic fields in solar flares is, at least, 10 4 G, (b) such extremely strong fields can occur in very small, spatially unresolved scales, (c) lifetime of such fields is, at least, a few minutes..

show abstract

“…Ранiше було показано, що висотний розподiл магнiтного поля у спалахах може бути немонотонним з локальним по висотi пiком в областi верхньої фотосфери i в зонi температурного мiнiмуму [1,3,4]. В iнших спалахах такої немонотонностi не помiчено [5][6][7]. Можливою причиною розбiжностi цих результатiв є те, що характер висотного розподiлу магнiтного поля в дiлянцi спалаху залежить вiд фази спалаху.…”

unclassified

“…Використовуючи аналогiчний код, автори роботи [3] також виявили немонотоннiсть магнiтного поля, але в iншому сонячному спалаху, 19 липня 2000 р. балу M6.4/3N (був вивчений момент 7 h 21 m UT цього спалаху). Однак Барановський i спiвавтори [7], користуючись тим же кодом для iнтерпретацiї спостережень винятково потужного сонячного спалаху 28 жовтня 2003 р. балу X17.2/4B, знайшли в ньому лише монотонне ослаблення магнiтного поля в дiапазонi фотосферних висот. Аналогiчну картину виявили також автори роботи [6] у спалаху 18 липня 2000 р. балу M2/2N, користуючись програмним кодом SIR [9].…”

unclassified

Physical conditions in m6.4/3n solar flare of 19 july 2000

Lozitsky¹,

Stodilka²

2019

J. Phys. Stud.

Self Cite

View full text Add to dashboard Cite

Ми дослiджуємо сонячний спалах 19 липня 2000 р. балу M6.4/3N, який виник в активнiй дiлянцi NOAA 9087. Ешельнi зеєман-спектрограми цього спалаху були отриманi на горизонтальному сонячному телескопi Астрономiчної обсерваторiї Київського нацiонального унiверситету iменi Тараса Шевченка. Ефективне магнiтне поле B eff вимiряне по лiнiях FeI 6301.5, FeI 6302.5 i H β . Виявилось, що в наяскравiшому мiсцi спалаху, яке проектувалось на невелику сонячну пляму N полярностi, B eff по всiх трьох лiнiях є близькими мiж собою i вiдповiдають 1.0-1.2 кГс. Водночас модуль напруженостi магнiтного поля на рiвнi формування FeI 6302.5 був у межах 1.6-2.6 кГс. Особливостi бiсекторiв профiлiв I ± V лiнiї FeI 6301.5 указують на просту однокомпонентну структуру магнiтного поля на рiвнi середньої фотосфери пiд спалахом. Напiвемпiрична модель фотосферних шарiв спалаху будувалася за спостережними профiлями Стокса I немагнiточутливих лiнiй FeI 5123.7 i 5434.5 шляхом розв'язку оберненої задачi нерiвноважного переносу випромiнювання з використанням стабiлiзаторiв Тихонова. Виявилось, що для розподiлу температури з висотою ефекти вiдхилення вiд ЛТР є суттєвими вже для шарiв нижньої фотосфери, що вiдповiдають висотам h ≥ 0 (тобто τ5 ≤ 1). У всiй товщi фотосфери (h = 0 − 500 км) температура у спалаху понижена порiвняно з незбуреною атмосферою, тодi як для h > 500 км вона дещо пiдвищена. Мiкротурбулентна швидкiсть пiдвищена на висотах h > 200−500 км, тодi як на висотах h < 200 км вона понижена. Отриманi результати вказують на те, що верхня фотосфера i нижня хромосфера суттєво збурюються пiд час сонячних спалахiв навiть тодi, коли у нижчих шарах (середня фотосфера) магнiтне поле є квазiоднорiдним.Ключовi слова: Сонце, сонячна активнiсть, сонячнi спалахи, спалах 19 липня 2000 р. балу M6.4/3N, сонячнi магнiтнi поля, напiвемпiрична модель.

show abstract

Simulation of photosphere and chromosphere of two powerful solar flares (October 28, 2003 and September 1, 1990)

Cited by 8 publications

References 7 publications

Magnetic fields and thermodynamical conditions at photospheric layers of X17.2/4B solar flare of 28 October 2003

Magnetic fields and thermodynamical conditions at photospheric layers of X17.2/4B solar flare of 28 October 2003

Estimations of Local Magnetic Fields in Solar Flares: Basic Methods and Some Results

Physical conditions in m6.4/3n solar flare of 19 july 2000

Contact Info

Product

Resources

About