Высотная стратификация солнечных магнитных полей в 21–23 циклах - Stepanian, N.N.; Akhtemov, Z.S.; Fainstein, V.G.; Rudenko, G.V. (Известия Крымской астрофизической обсерватории, 2013)
Радиальная компонента магнитного поля Солнца Br была рассчитана в потенциальном приближении в интервале высот от 1 до 2.5 радиуса Солнца Rʘ. По этим данным построены синоптические карты магнитного поля для солнечных циклов 21-23. Для каждой 10-градусной широтной зоны найдена доля ее площади S+field, занятая «+» полем в каждом обороте. Было принято, что во всей широтной зоне радиальная компонента поля имеет знак «+», если S+field ³ 80 %, и знак «–», если S+field £ 20 %. Оказалось, что на уровне фотосферы (R = Rʘ) поле практически униполярное в течение большей части цикла от полюсов до северной и южной широты ≈ 60о. В окрестности минимумов между 21 и 22 циклами, а также 22 и 23 циклами в течение нескольких оборотов Солнца поле оказывается практически униполярным в диапазоне широт (–40о) – 90о. На R = 2.5 Rʘ в течение большей части каждого цикла поле униполярное в диапазоне широт (–20о– (–90о)) и (20о–90о). Согласно нашей интерпретации, смещение границы полярного поля к экватору с высотой отражает сверхрадиальное расширение открытых магнитных трубок из полярных корональных дыр. Найдено, что переполюсовка полярных полей начинается на 1-2 оборота и заканчивается от 2 до 14 оборотов Солнца раньше на больших высотах, чем на поверхности Солнца. Это свидетельствует о том, что вначале происходит переполюсовка крупномасштабного поля, а затем мелкомасштабного. При исследовании секторной структуры магнитного поля на разных высотах, оказалось, что границы, вращающиеся с периодом меньше кэррингтоновского, простираются до больших высот, чем границы с кэррингтоновским и более длинным периодом. Мы предполагаем, что границы первого типа образуются крупномасштабными структурами магнитного поля, границы второго типа определяются активными областями.