Работа посвящена исследованию цикличности широтного распределения скорости роста и убывания суммарных магнитных потоков слабых магнитных полей. В качестве наблюдательного материала использованы синоптические карты напряженности продольного вектора магнитного поля Солнца, полученные в обсерватории Китт Пик (США) с 1 января 1977 г. по 30 сентября 2003 г. Построенные из них широтные распределения скорости роста суммарных магнитных потоков разной напряженности и их эволюция в течение трех солнечных циклов были сопоставлены с аналогичным распределением суммарных мощностей вращения с разными периодами, относительными числами и площадями пятен. Полученные результаты позволяют сформулировать единую картину развития солнечных циклов слабых и сильных магнитных полей. Новый цикл начинается с роста слабых магнитных полей напряженностью 0–200 Гс на широтах 20°–25° в обеих полусферах. Происходит это за год до минимума активности, определяемого по пятнам. Через 2 года скорость роста суммарного магнитного потока, который начинает распространяться к экватору и полюсам, достигает максимума. Этот процесс совпадает с началом роста сильных магнитных полей солнечных пятен на соответствующих широтах и формированием зон с устойчивым вращением. В дальнейшем росту площадей пятен соответствует спад скорости роста, а затем и убывание потоков слабых магнитных полей. В свете теории динамо полученные результаты свидетельствуют, что генерация сильных и слабых магнитных полей происходит вблизи дна конвективной зоны, а наблюдаемые различия в их поведении определяются взаимодействием всплывающих магнитных трубок различной напряженности с турбулентными движениями плазмы внутри Солнца.

This work is devoted to research of the latitudinal distributions of growth and decrement rates for the weak magnetic field fluxes. Synoptic maps of intensity of the longitudinal magnetic field vector of the Sun, obtained in the Kitt Peak Observatory (USA) from January 1, 1977 to September 30, 2003, were used. The constructed distribution of the growth rate for the total magnetic fluxes of different strengths and their evolution during three solar cycles were compared with the similar distribution for solar rotation as well as the relative sunspot numbers and areas. Obtained results allow us to formulate a unified picture of development of solar cycles for weak and strong magnetic fields. New cycle begins with the growth of the weak magnetic field strengths of 0–200 Gs at latitudes 20°–25° in both hemispheres. This occurs one year prior to the minimum of an activity cycle defined by sunspots. The growth rate of the total magnetic flux, which starts to extend to the equator and poles, reaches a maximum in 2 years. This process coincides with the beginning of the strong magnetic field growth of sunspots at corresponding latitudes and the formation of zones with steady rotation. After that the growth of the sunspot areas corresponds to the growth rate recession and than it is accompanied by the decrease of the weak magnetic fields fluxes. In the light of the dynamo theory obtained results show evidence that the generation of strong and weak magnetic fields occurs near а bottom оf convective zone while the observed difference of their behavior is determined by the interaction of the emerging magnetic flux tubes of different strengths with the turbulent plasma motions inside the Sun