3D расчёт лучше совпадает с формой линий Mg II в модели Солнца

Авторы взяли численную модель солнечной хромосферы и просчитали, как в ней рождаются линии Mg II h и k — это яркие ультрафиолетовые линии, по которым обычно судят о состоянии верхних слоёв Солнца. Главное отличие их подхода в том, что они сравнили обычный упрощённый расчёт, где каждый столбик атмосферы считают почти отдельно, с полноценным 3D-расчётом, который учитывает, что излучение и движение газа влияют не только вверх-вниз, но и в стороны.

Зачем это понадобилось? Потому что именно для этих линий уже давно известно: простая слоистая картина не всегда объясняет, почему профиль выглядит так, как выглядит. Авторы проверили, насколько сильно меняется форма линий, если добавить горизонтальный перенос излучения и реальные боковые движения плазмы. Оказалось, что в 3D ядро линии и пики заметно ближе к наблюдениям IRIS, чем в 1.5D-схеме. При этом в упрощённом расчёте пики получаются слишком высокими, а центральная впадина — слишком глубокой.

Ещё один важный результат: различия между 3D и 1.5D оказались даже сильнее, чем в более ранней опубликованной модели Bifrost. Авторы связывают это с тем, что их атмосфера более динамичная, а значит, боковые скорости газа сильнее влияют на итоговый спектр. Они также проверили связи между формой линии и свойствами самой атмосферы — температурой и скоростью — и нашли, что эти связи в целом похожи на прежние, но заметно более «размазаны», то есть менее чётки.

Наконец, в 3D-расчёте синий пик линии в среднем лучше совпал с типичным наблюдением IRIS, хотя расстояние между пиками всё ещё получилось чуть меньше нужного. Это как раз тот случай, когда более физически полный расчёт не решает все проблемы, но ясно показывает, где именно упрощение начинает искажать картину.