Солнечные пятна и крупномасштабные магнитные поля на разных высотах - Перебейнос, В.А.; Степанян, Н.Н.; Файнштейн, В.Г.; Руденко, Г.В. (Известия Крымской астрофизической обсерватории, 2011)
Изучено изменение структуры магнитного поля с высотой над группами солнечных пятен для высот от фотосферы до поверхности источника (H = 2.5 Ro, где Rо – радиус Солнца). Показано, что на всех высотах, начиная с фотосферы (Н = Rо), группы пятен не связаны с долгоживущими границами крупномасштабных полей, вращающимися с периодом, меньшим, чем период кэррингтоновского вращения. На высотах 1.0–1.5 Rо видна достаточно четкая связь групп пятен с границами, разделяющими головные и хвостовые пятна в группах (границы Хейла). Периоды вращения таких структур близки к кэррингтоновским, а время жизни не превышает 3–5 оборотов.Максимальная напряженность магнитного поля Солнца падает на два порядка при увеличении высоты с Rо до 1.1 Rо. Дальнейший спад напряженности идет медленно (уменьшение на порядок с Н = 1.1 Rо до Н = 2.5Rо).Результаты можно рассматривать как свидетельство того, что крупномасштабные структуры магнитного поля и долгоживущие границы между ними (линии раздела полярности магнитного поля) существуют независимо от полей солнечных пятен, т. е. формируются иными, чем солнечные пятна, источниками. На уровне фотосферы на эти структуры накладываются поля активных областей.