кандидат физико-математических наук;
candidate of physical and mathematical sciences;
кандидат физико-математических наук;
candidate of physical and mathematical sciences;
Исследовались две области в атмосфере Солнца, находящиеся в основании корональной дыры. Вычислен ряд параметров линии K Ca II для минимумов интенсивности K₁ и пиков K₂, которые образуются на высотах между верхней фотосферой и нижней хромосферой, и в нижней хромосфере, соответственно. Уточнена методика определения сдвигов контура ∆λᴋ₁ᵥ и ∆λᴋ₁ᵣ, ∆λᴋ₂ᵥ и ∆λᴋ₂ᵣ, включая случаи, когда их прямое нахождение затруднено. Вычислены интенсивности Iᴋ₁ᵥ, Iᴋ₁ᵣ, Iᴋ₂ᵥ, Iᴋ₂ᵣ, разделения минимумов K₁ и пиков K₂: SEPᴋ₁=∆λᴋ₁ᵣ–∆λᴋ₁ᵥ, SEPᴋ₂=∆λᴋ₂ᵣ–∆λᴋ₂ᵥ соответственно. Построены графики рассеяния и определены корреляционные соотношения между параметрами, относящимися к разным уровням атмосферы. Получены следующие результаты. Интенсивности, которые наблюдаются в нижней и средней хромосфере связаны между собой сильнее, чем интенсивности, относящиеся к верхней фотосфере и средней хромосфере. Структуры с усиленным магнитным полем более яркие на уровне верхней фотосферы и нижней хромосферы по отношению к структурам с более слабым полем. Разделения минимумов K₁ имеют большую величину для структур с усиленным магнитным полем по отношению к структурам с более слабым полем, тогда как для разделения пиков K₂ картина обратная — они меньше для структур с усиленным магнитным полем. Такая зависимость имеет место не только для выбранных структур спокойной области, но и для флоккулов, хотя по флоккулам требуется дополнительная статистика. Зависимость между сдвигами интенсивности минимумов K₁ и пиков K₂ для фиолетового и красного крыльев оказалась слабой. Это может быть связано как с существенным вкладом случайных движений в поле скоростей на уровнях верхней фотосферы и нижней хромосферы, так и с разностью высот образования фиолетового и красного крыльев.
We have studied two regions located at the base of a coronal hole. For the K₁ intensity minima and K₂ peaks, which form between the upper photosphere and the lower chromosphere and in the lower chromosphere respectively, a number of Ca II line parameters have been computed. We have improved the determination technique for ∆λᴋ₁ᵥ and ∆λᴋ₁ᵣ, ∆λᴋ₂ᵥ and ∆λᴋ₂ᵣ line profile shifts, including certain cases when their direct determination was complicated. We have determined Iᴋ₁ᵥ, Iᴋ₁ᵣ, Iᴋ₂ᵥ, Iᴋ₂ᵣ intensities, K₁ minima and K₂ peaks separations SEPᴋ₁ = ∆λᴋ₁ᵣ – ∆λᴋ₁ᵥ, SEPᴋ₂ = ∆λᴋ₂ᵣ – ∆λᴋ₂ᵥ, respectively. We have constructed scatter plots and have computed correlation relationships between parameters relating to different levels of atmosphere. We have obtained the following results. The intensities observed in the lower and middle chromosphere are connected closer than intensities related to the upper photosphere and middle chromosphere. The structures with a stronger magnetic field are brighter at the upper photosphere and lower chromosphere levels as compared to the structures with a weaker magnetic field. K₁ minima separations are of greater value for the structures with a stronger magnetic field relative to the structures with a weaker magnetic field, whereas K₂ peaks separations demonstrate the opposite behavior. They are lower for the structures with a stronger magnetic field. It is true not only for the chosen structures belonging to quiet regions but also for the plage, though we need additional statistics for plages. The relation between shifts of K₁ minima and K₂ peak intensities for violet and red wings appeared to be weak. This may be due to the considerable contribution of random movements to the velocity field at the upper photosphere and lower chromosphere levels or due to different forming levels for the profile violet and red wings.