Podobna situacia je v oblasti chladneho filamentu (obr.4b), kde naviac
dochadza este k poklesu intenzity v Ca II K,
pretoze vo vyske, kde sa formuje jadro tejto ciary, sa prave nachadza
filament, ktory silne absorbuje ziarenie
odpovedajucej vlnovej dlzky.
Ina situacia je v pripade aktivnej oblasti - flokule. V tomto pripade
je uz prehriata cela vyska fotosfery aj chromosfery
a na obr.5 vidime aj korelaciu intenzit Fe I a Ca II K ciar.
V pripade aktivnej oblasti s erupciou (obr.6) je situacia komplikovana
a nachadzame tu oblasti s vysokou intenzitou v Ca II
K ciare, ktore nemaju odozvu v Fe I ciarach. Naopak, v inych oblastiach
velka intenzita v Fe I ciarach nie je
reflektovana v Ca II K. Tento stav by sa dal vysvetlit prijatim hypotezy
strukturovanej aktivnej oblasti, v ktorej sa
erupcna aktivita siri v uzkych zakrivenych zvazkoch smerom nadol, hlbsie
do fotosfery. Preto mozeme v konkretnom
profile Ca II K pozorovat v chromosfere vysoku intenzitu (ak je dany
profil z miesta na strbine cez intenzivny zvazok) a
pritom v tom istom mieste vo fotosfere, kde sa tvoria Fe I ciary, nepozorujeme
ziadnu zvysenu intenzitu, pretoze
odpovedajuci horuci erupcny zvazok z chromosfery je vo fotosfere na
inom mieste. To by vysvetlovalo aj opacny jav,
ked k intenzivnym Fe I ciaram z fotosfery, vznikajucim v mieste horuceho
zvazku, neprislucha zvysena intenzita v
chromosferickej Ca II K ciare.
Pre kvantitativne urcenie fyzikalnych parametrov v skumanej slnecnej
atmosfere je potrebne modelovat synteticke
spektra a tie porovnat s pozorovanymi. Toto bude predmetom dalsej prace.