Основной задачей исследования является анализ величины и динамики поперечной составляющей градиента продольного магнитного поля в активных областях (АО) с различным уровнем вспышечной продуктивности. В работе использованы данные о пространственном распределении на уровне фотосферы Солнца B z -компоненты вектора магнитного поля, предоставляемые инструментом Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту Solar Dynamics Observatory (SDO). Для анализа отобраны 13 АО: 6 областей с низкой активностью и 7 с высокой, из них две области с дополнительным всплытием магнитного потока. Мониторинг каждой из областей осуществлялся на протяжении 3–5 суток в пределах 30–35 гелиографических градусов относительно центрального меридиана. Рассмотрены два подхода к вычислению градиента продольного магнитного поля – современный, требующий магнитографических данных высокого пространственного разрешения, и классический. Для каждого подхода определены параметры, характеризующие градиент продольного магнитного поля в АО. Для современного подхода это средняя по АО величина поперечной составляющей градиента продольного магнитного поля < ∇⊥B z >, для классического подхода – максимальное значение поперечной составляющей градиента продольного магнитного поля совокупности пар пятен в АО ( max (∇⊥B z )). Динамика выбранных параметров сопоставлена с уровнем вспышечной продуктивности АО. Показано, что: 1. Существуют пороговые значения параметров, характеризующих градиент продольного магнитного поля АО. Для величины < ∇⊥B z > критическое значение равно 0.08 Гс км -1 , а для параметра max (∇⊥B z ) – 0.115 Гс км- 1 . 2. Первые мощные вспышки рентгеновских классов М и выше наблюдаются в АО через 23–25 часов после превышения вышеуказанными параметрами соответствующих критических значений.

The study aims to analyze the value and dynamics of the transverse component of the longitudinal magnetic field gradient in active regions (ARs) with different levels of flare productivity. We used magnetographic data from the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) instrument aboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) of the spatial distribution of the B z component of the magnetic field vector at the solar photosphere level. Thirteen ARs were selected for analysis: 6 ARs with low activity and 7 ARs with high activity; two of them are regions with an additional increase of the magnetic flux. Monitoring of each of the ARs was carried out for 3–5 days within 30–35 heliographic degrees relative to the central meridian. Two approaches to calculating the longitudinal magnetic field gradient are considered: modern, requiring the magnetographic data of high spatial resolution, and classical. For each approach, the parameters characterizing the longitudinal magnetic field gradient in the AR were determined. For the modern approach, this is the average value of the transverse component of the longitudinal magnetic field gradient < ∇⊥B z > over the AR; for the classical approach, this is the maximum value of the transverse component of the longitudinal magnetic field gradient for a set of the pairs of spots in the AR ( max (∇⊥B z )). The dynamics of the chosen parameters was compared with the level of AR flare productivity. It is shown that: (1) There are threshold values of the parameters that describe the longitudinal magnetic field gradient of the AR. For the quantity < ∇⊥B z >, the critical value is 0.08 G km -1 , and for the parameter max (∇⊥B z ) it is 0.115 G km -1 . (2) The first powerful flares of M or above roentren classes are observed in the AR 23–25 hours after the above parameters exceed the corresponding critical values