Вивчаються спектри двох сильних спалахів, близьких за інтенсивністю в оптичному діапазоні, але різних за спектральними особливостями і потужністю в інших діапазонах. Один з них — унікальний спалах 28 жовтня 2003 р., бал X17.2/4B, третій за величиною серед за реєстрованих. Другий — 1 вересня 1990 р., бал 3B. Спалахи розрізняються величиною бальмерівського декремента. Для спалаху 28 жовтня 2003 р. відношення I(H_β)/I(H_α) = 1.47. Це найбільше із усіх спостережених значень. Спалахи розрізнялись також величиною емісії в лініях D Na I — емісія значно більша для спалаху 28 жовтня 2003 р. За профілями спостережених бальмерівських ліній і ліній D Na I розраховано моделі хромосфери цих спалахів. Задовільне узгодження обчислених і спостережних профілів отримано для двокомпонентних моделей, у яких гарячий компонент займає 6 % площі. Він характеризується наявністю щільної конденсації у верхніх шарах. Для спалаху 28 жовтня 2003 р. ця конденсація розташована на більшій глибині і містить більше речовини, ніж для другого спалаху. Інтенсивність лінії H_α окремо для гарячого компонента моделі складає близько 30 %, а інтенсивність неперервного спектру — близько 3 % від незбуреного рівня. За профілями фотосферних ліній для спалаху 28 жовтня 2003 р. розраховано модель фотосфери. Отримано, що дуже широкі профілі окремих спостережених сигма-компонентів лінії Fe I λ 525.0 нм можна пояснити тільки наявністю магнітних полів різних напрямків. Виявлено велике розходження між величинами напруженості магнітного поля, отриманими за даними розщеплення сигма-компонентів і за допомогою моделювання.