Аннотация результатов, полученных в 2018 году
Цель Проекта РНФ 18-12-00131 – показать, что в генерации магнитных полей участвуют как механизм крупномасштабного глобального динамо («динамо среднего поля»), так и механизм локального (мелкомасштабного, турбулентного) динамо, при этом последний проявляется на широком спектре масштабов, от масштаба активной области (АО) до масштабов мелких магнитных элементов, а единство и взаимосвязь этих двух механизмов свидетельствуют о том, что генерация полей в конвективной зоне идет в условиях нелинейной динамической диссипативной системы. Решение этой задачи даст, во-первых, физически обоснованные предпосылки для прогнозирования солнечной активности; во-вторых, даст наблюдательные критерии и параметры, необходимые для моделей динамо. Для ее достижения, на 2018 год было запланировано выполнение ряда научных задач. Одна из основных, и самая трудоемкая - Создание программного обеспечения и составление базы данных активных областей (Каталог АО) на Солнце за период работы космического инструмента SDO/HMI: 2010-2017 годы. Основные параметры АО в базе должны быть сведения об основных критериях, на которых базируется теория динамо среднего поля: о выполнении/невыполнении закона полярности Хейла; о выполнении/невыполнении закона Джоя; о соотношении площадей основных пятен лидирующей и хвостовой частей; а так же общий магнитный поток (сумма модулей потоков обеих полярностей), данные о токовой спиральности, данные о вспышках и вспышечный индекс АО. Такой каталог создан и доступен в Internet по ссылке: http://crao.ru/ru/novosti/440-katalog-aktivnykh-oblastej-solntsa Распределение всех выделенных 1494 АО по категориям проводилось визуально следующим образом. Для каждой АО был определен ее класс: А – «регулярные» биполярные области, удовлетворяющие закономерностям динамо среднего поля; В – «нерегулярные» биполярные (много-полярные) области, для которых хотя бы один из основных законов нарушен (критерии перечислены ниже); U – одиночные пятна. К основным законам, которым должна подчиняться активная область категории А, относятся: закон полярности Хейла и закон Джоя об ориентации оси АО по отношению к экватору. И третьим критерием для «регулярных» АО мы считали преобладание площади лидирующего пятна над площадью самого крупного хвостового. Такой критерий был указан еще Бэбкоком как один из основных признаков выполнения его феноменологической модели динамо. Особо рассматривалось подмножество активных областей, нарушающих закон Хейла (анти-Хейловские АО). Анализ полученной выборки позволил сформулировать результаты: - Самый большой вклад в суммарный по диску Солнца магнитный поток от всех АО и самую высокую корреляцию с числами солнечных пятен ISSN проявляют активные области категории А – регулярные АО. Этот результат хорошо согласуется с концепцией, что механизм динамо среднего поля (и, следовательно, феноменологическая концепция Бэбкока-Лейтона) играет ключевую роль в генерации тороидальных магнитных жгутов в конвективной зоне и организации 11-летней цикличности. - Усреднение магнитных потоков за один год показывает, что 50-70% общего потока поступает от А-областей, 20-40% от В-областей (нерегулярные области), 10-20% от U-областей (одиночные пятна). Особое подмножество анти-Хейловских групп дает вклад 5-12%. Доля потока от анти-Хейловских групп достигает наибольших значений в период максимума солнечной активности. Этот результат можно связать с усилением флуктуационной составляющей среднего поля в максимуме, которая тоже может формировать анти-Хейловские области, наравне с мелкомасштабным турбулентным динамо (Sokoloff et al. 2015). - В период приближающегося минимума (2016-2017 гг), доля потока анти-Хейловских групп растет от 5 до 9 %, при этом сам поток от них остается практически постоянным на уровне 4х10^22 Мкс в день, или 10^21 Мкс по отдельной магнитограмме полного диска. Эту величину можно принять как оценку продуктивности мелкомасштабного турбулентного динамо на масштабах активных областей. - Анти-Хейловские группы составляют около 9% от общего числа групп. Без учета одиночных пятен-нарушителей закона Хейла, эта доля составляет 3.7%, что хорошо согласуется с оценками 4%, приводимыми в работах Wang, Sheeley (1989), Stenflo, Kosovichev (2012), где униполярные пятна не учитывались. - Самый высокий поток на одну АО наблюдается у активных областей категории В – нерегулярных АО и в годы максимума достигает величин порядка 1.5х10^22 Мкс. Регулярные АО категории А показывают более низкие значения потока на группу в диапазоне (0.8 – 1.0) х10^22 Мкс с едва заметным пиком в годы максимума. Анти-Хейловские группы показывают резкие вариации удельного потока в диапазоне (0.3-1.1)х10^22 Мкс с двумя пиками в 2012 и в 2014 годах, почти синхронными с ISSN. Такое поведение интенсивности анти-Хейловских групп согласуется с нашим выводом об усилении флуктуационной составляющей среднего поля в максимуме и ее ощутимом участии в формировании групп-нарушителей закона Хейла. На основе данных Каталога АО, мы выделили 423 всплывающих АО и проследили эволюцию их магнитного потока в процессе всплытия от первого появления до стадии максимального развития. Данные об этих АО также доступны в Internet по ссылке: http://crao.ru/images/sun/db_submit.txt . Получены следующие основные результаты: - Скрученность АО (twist) слабо зависит от максимального магнитного потока АО. Не исключено, что существует тенденция к увеличению скрученности с уменьшением диаметра магнитной трубки (т.е., с уменьшением магнитного потока АО), что находится в согласии с теоретическими моделями (Choudhuri et al. 2014). - Впервые на наблюдательных данных показано, что нормированная (т.е. не зависящая от самого максимального магнитного потока) скорость увеличения магнитного потока АО слабо коррелирует со скрученностью АО. Теоретические модели предсказывают сильную связь между этими двумя параметрами, в то время как на практике наблюдается лишь слабая тенденция увеличения скорости всплытия с увеличением скрученности АО. Скрученность, скорее всего, устанавливает лишь нижнюю границу для скорости всплытия. По созданию модели всплытия магнитного потока и применению ее к проблеме прогнозирования солнечной активности получены следующие результаты: - На основе теории отрицательного магнитного давления была построена модель всплытия магнитного потока, согласующаяся с имеющимися данными прямых наблюдений. - Оценена первичная область параметров построенной численной модели, наиболее близко отражающих современную динамику в наблюдениях магнитного поля Солнца. Выбор параметров производился на основе сравнения модельных расчетов с наблюдаемыми значениями среднемесячного числа солнечных пятен (только на основе корреляционного анализа) и широтно-временными диаграммами «бабочек» Маундера; - Построена схема прогнозирования среднемесячного числа наблюдаемых солнечных пятен на основе комбинации модели и искусственных нейронных сетей, хорошо согласующаяся с реальными данными наблюдений. По модернизации крупнейшего в России 1-метрового крымского солнечного телескопа БСТ-1 (Башенный Солнечный Телескоп им. акад. А.Б. Северного) получен следующий результат: - В течение августа 2018 г. проведено испытание магнитографа БСТ-1 КрАО с использованием линейных ПЗС-приемников для регистрации излучения. Вместо фотоэлектронных умножителей, в каждый канал спектрографа были установлены линейные ПЗС-камеры Mightex, собранные на основе матрицы Toshiba TCD1304 с размером пикселя 7х200 мкм и количеством пикселей 3648. Восстановлена исходная оптическая схема телескопа с главным зеркалом диаметром 0.9 м и фокусом F=50 м, при которой на входной щели спектрографа (фокус Кассегрена) строится изображение Солнца диаметром около 50 см. Результаты испытаний магнитографа показали возможность использования инструмента для измерения магнитных полей на Солнце одновременно в нескольких спектральных линиях, выявили текущие недостатки оптической системы и схемы управления телескопом. Последнее позволило составить четкий поэтапный план по дальнейшему усовершенствованию инструмента. - Получены первые магнитограммы активных областей на обновленном магнитографе Крымского телескопа БСТ-1 и в первом приближении решена задача калибровки магнитографа в приближении слабого поля. Протестирована новая полнокадровая ПЗС-камера с разрешением 2048 на 2048 пикселей. По результатам 2018 года опубликованы статьи: - Abramenko V.I., Zhukova A.V., Kutsenko A.S. Contributions from Different-Type Active Regions Into the Total Solar Unsigned Magnetic Flux // Geomagnetism and Aeronomy, 2018, Vol. 58, No. 7, pp. 1159–1169. DOI: 10.1134/S0016793218080224 , (WoS,SCOPUS, РИНЦ) - Kutsenko A.S., Abramenko V.I., Pevtsov A.A. Extended statistical analysis of emerging solar active regions // MNRAS (2019), accepted for publications (WoS, SCOPUS, Q1) https://arxiv.org/pdf/1811.12089.pdf - N. Sfiullin, N. Kleeorin, S. Porshnev, I. Rogachevskii, A. Ruzmaikin - Nonlinear mean-field dynamo and prediction of solar activity // J. Plasma Phys. (2018), vol. 84, 735840306 (WoS, SCOPUS, РИНЦ) , https://arxiv.org/abs/1712.07501 - Жукова А.В. Каталог активных областей 24-го цикла // 2018, Изв. КрАО, 114, 74. DOI: 10.31059/izcrao-vol114-iss2-pp74-86 (РИНЦ)

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
Поскольку основная цель Проекта – диагностировать по данным наблюдений проявления флуктуационного турбулентного динамо на масштабах активных областей (АО), то ключевым моментом является создание базы данных АО, позволяющей определить производительность и составляющие динамо-процесса. Для этой цели в 2018 г. мы создали и в 2019г. расширили каталог магнито-морфологической классификации (Каталог ММК) активных областей 24-го солнечного цикла. Классификация основана на выявлении признаков выполнения/невыполнения основных законов теории динамо среднего поля: закона полярностей Хейла, закона Джоя и закономерности о доминировании лидирующего пятна в группе. Используя Каталог ММК и дополнительные данные из других источников, обнаружено, что величина относительного содержания анти-Хейлов в течение цикла колеблется незначительно, за исключением периодов солнечных минимумов. Наличие локальных пиков в минимумах (1995 и 2007 гг.) согласуется с результатами, полученными ранее и может быть объяснено действием флуктуационного динамо. Параллельно с работой над Каталогом ММК, была создана база данных, где каждая АО зарегистрирована вблизи центра диска в период ее максимального развития - Каталог «Параметры АО». Он включает более 1150 активных областей, наблюдавшихся с 2010 по 2019 гг. и содержит следующие параметры активных областей: - NOAA и HARP номера и время наблюдений - Долгота и широта активной области - Тилт угол - угол наклона АО к экватору - Расстояние между средневзвешенными центрами противоположных полярностей - Полный магнитный поток - Величина результирующего электрического тока - Величина полного электрического тока - Интегральная токовая спиральность (суммирование hc со знаком, net helicity) - Полная токовая спиральность (суммирование модулей hc, total helicity) - Мера закрутки линий магнитного поля вокруг центральной оси – скрученность (α) - Комментарий о конфигурации АО. Все параметры вычислены по нашим оригинальным кодам. Все базы данных по Проекту, включая каталоги, размещены на сайте http://sun.crao.ru/databases На базе Каталога «Параметры» была измерена угловая скорость вращения 820-ти АО с максимальным полным магнитным потоком от 0.5x10^21 до 10^23 Мкс, наблюдавшихся с 2010 по 2015 гг. Построена диаграмма зависимости скорости вращения АО от гелиографической широты. Обнаружено, что для всех проанализированных широтных интервалов скорость вращения АО в среднем уменьшается с увеличением магнитного потока. Униполярные области показывают, в основном, небольшой магнитный поток по сравнению с другими АО, но имеют, в среднем, меньшую скорость вращения. На основе расчетов спектров мощности магнитного поля, мы исследовали обмен энергией между разными пространственными масштабами в процессе всплытия магнитного потока. Результаты сформулированы следующим образом. a) На ранней стадии всплытия магнитного потока, когда лишь мелкие магнитные элементы будущей активной области становятся различимы, наступает резкое увеличение крутизны спектра мощности. Оно явно диагностируется по возрастанию абсолютной величины (отрицательного) спектрального индекса. Результат можно будет использовать для ранней диагностики всплытия АО. b) Чаще всего прирост магнитной энергии наблюдается одновременно на всех масштабах, т.е., магнитные элементы всех размеров появляются одновременно. При этом, как правило, прирост энергии на больших масштабах более существенный, чем на малых. c) Выявлены свидетельства эпизодических проявлений прямого и обратного турбулентных каскадов. При этом в случае обратного каскада, передачи энергии от малых масштабов на большие недостаточно, чтобы обеспечить наблюдаемый прирост энергии; по-видимому, не только агрегация мелких элементов, но и непосредственное появление крупных вносят вклады в наблюдаемый рост магнитной энергии. d) Наблюдения выявляют сильно перемежаемый характер процесса всплытия магнитного потока: короткие периоды прироста энергии в некотором интервале масштабов быстро сменяются потерей энергии, и наоборот. То есть, между масштабами постоянно идут процессы обмена магнитной энергией, что в целом характерно для среды с высокой степенью турбулентности. Исследования электрических токов в шести АО разных типов показали, что в АО существует распределенный по большой площади (охватывающей зону вокруг самого крупного пятна) результирующий электрический ток порядка (1 – 8) х 10^13 Ампер. По предварительным данным, величина распределенного глобального тока выше и претерпевает более сильные временные изменения в активных областях повышенной вспышечной производительности. На основе построенной модели всплытия магнитного потока были выявлены основные характерные наблюдаемые зависимости в широтно-временном распределении солнечных пятен для современных циклов солнечной активности с 20-го по 24-й (1965-2019 гг.) с учетом корректировки параметра уровня пороговой отсечки генерации поверхностных эффектов до 40% от исходного значения, что позволило добиться более точного согласия всех ожидаемых закономерностей с наблюдениями. Была доработана теоретическая модель формирования спиральности на основе поворота магнитных трубок при всплытии активной области. Удалось установить области и фазы солнечного цикла с положительным и отрицательным тильтом, формируемыми за счет образования спиральности. На базе программного пакета Zemax была рассчитана оптическая схема перспективного солнечного спектрополяриметра на основе щелевого эшелльного спектрографа. Входная щель спектрографа располагается в фокусе Кассегрена телескопа БСТ-1. Детектор спектрополяриметра – прямоугольная матрица формата 2048х2048 пикселей, размер пикселя 13.5х13.5 мкм, физический размер матрицы – 27.6х27.6 мм2. Спектрополяриметр имеет следующие характеристики: - размеры щели соответствуют изображению Солнца с угловыми размерами 150 (высота щели) на 1 (ширина щели) угловых секунд, что достигается при физическом размере щели приблизительно 40 мм на 0.3 мм; - разрешение спектрографа R=120 000 - на детекторе одновременно строится два спектральных порядка решетки-эшелле. Первый порядок охватывает спектральный участок вокруг фотосферных спектральных линий Fe I 5250/5247 ангстрем, второй – вокруг хромосферной линии Mg I 5173 ангстрема. На один пиксель детектора приходится 0.02 ангстрема спектра (spectral sampling 0.02 A); - расчетный размер изображения щели на детекторе приблизительно 400 пикселей по высоте (spatial sampling приблизительно 0.5 угловых секунды на пиксель) для каждого порядка решетки, ширина щели – 2-3 пикселя на детекторе. В качестве коллиматора используется сферическое зеркало диаметром 180 мм. Коллимированный пучок раскладывается в спектр решеткой-эшелле (52.7 штриха на мм). В качестве камеры используется линзовый дублет с фокусным расстоянием около 1.5 м и с диаметром большей линзы 240 мм. Элементом кросс-дисперсии выступает плоская отражательная дифракционная решетка. Изображения на детекторе близки к дифракционным. Для выбора поляризации излучения после щели установлен анализатор поляризации. Разработан метод оценки величины модуля магнитного поля только из наблюдений поляризованного по кругу излучения (I и V компоненты вектора Стокса). По Проекту в 2019 г. опубликованы следующие статьи в изданиях, индексируемых базами данных WoS и SCOPUS: - Kutsenko A.S., Abramenko V.I., Pevtsov A.A. Extended statistical analysis of emerging solar active regions, MNRAS 484, 4393–4400 (2019). - Kutsenko O.K., Kutsenko A.S., Abramenko V.I. Magnetic Power Spectra of Emerging Active Regions, Solar Physics, V. 294, 102, 2019. - Zhukova A.V., Abramenko V.I., Kutsenko A.S. Time variations of the total unsigned magnetic flux of active regions during the solar cycle 24, Astronomical and Astrophysical Transactions (AApTr), Vol. 31, Issue 2, p. 75 2019. - Kuzanyan K.M., Safiullin N.T., Kleeorin N., Rogachevskii I., Porshnev S. Large-scale properties of the tilt of sunspot groups and Joy’s law near the solar equator, Astrophysics, V.92, N 2, p. 261, 2019. В апреле-мае 2019 г вышла серия репортажей на федеральных и местных телевизионных каналах и информационных интернет ресурсах о модернизации телескопа БСТ-1 КрАО РАН и создании нового спектрополяриметра. Часть репортажей содержит упоминание РНФ как организации, спонсирующей работы. Ознакомиться с репортажами можно по ссылкам: https://crimea.ria.ru/society/20190822/1117190668.html https://primechaniya.ru/sevastopol/novosti/samyj-krupnyj-rossijskij-solnechnyj-teleskop-nachali-modernizirovat-v-krymu http://www.c-inform.info/news/id/75521 https://crimea-news.com/society/2019/11/11/570027.html

Аннотация результатов, полученных в 2020 году
Поскольку основной целью Проекта является поиск проявлений динамо-процесса, в т.ч. турбулентного (флуктуационного) динамо, на разных пространственных масштабах, включая масштабы активных областей, работы, как и ранее, были сфокусированы на выявлении наблюдательных эффектов, возможно вызванных флуктуационным динамо, а также на роли флуктуационного динамо во вспышечной активности Солнца. В исследованиях использовались наблюдения инструментов SOHO/MDI и SDO/HMI, Near InfraRed Imaging Spectropolarimeter (NIRIS, Goode Solar Telescope, Big Bear Solar Observatory), Hinode/SOT-SP, изображения в УФ линиях инструментов SOHO/EIT и SDO/AIA. Использовались также схемы, зарисовки Debrecen Photoheliographic Data (DPD) и MWO, каталоги MWO и КрАО; база данных USAF/NOAA Solar Region Summary. Мы провели расчеты и сопоставления различных параметров активных и эфемерных областей, таких как скорость вращения, вспышечный индекс, токовая спиральность, плотность вертикального электрического тока и ряда других. Были проанализированы распределения указанных параметров для активных областей разных классов согласно предложенной ранее в данном Проекте магнито-морфологической классификации (ММК), а также исследована асимметрия появления регулярных и нерегулярных активных областей по полушариям в течение цикла. Напомним, что, согласно ММК, активные области разделяются на класс А - (регулярные) магнитные диполи, выполняющие законы Хейла и Джоя, а также имеющие доминирующую ведущую полярность по сравнению с хвостовой полярностью; класс В - (нерегулярные) активные области, нарушающие хотя бы одну из указанных закономерностей; класс U - униполярные активные области. Существование активных областей класса B может объясняться нерегулярностями глобального динамо-процесса, вызванными, в том числе, флуктуационным динамо. Было уделено внимание анализу работы турбулентного динамо в невозмущенной фотосфере, а также проведена оценка эффективности метода LSTM-net на основе искусственных нейронных сетей для прогноза солнечной активности. Выявлены следующие наблюдательные различия между активными областями разных ММК классов: 1. Активные области класса B показывают, в среднем, вдвое большую вспышечную активность (средний вспышечный индекс 6.27) по сравнению с регулярными активными областями класса A (средний вспышечный индекс 3.76). Наименьший средний вспышечный индекс 1.53 показывают униполярные активные области. По-видимому, такой результат связан с более сложной конфигурацией магнитного поля в активных областях класса В по сравнению с активными областями других классов, что может быть вызвано участием флуктуационного динамо в формировании и/или "искажении" магнитных петель. 2. Униполярные активные области класса U показывают больший дисбаланс токовой спиральности по сравнению с другими активными областями. 3. Активные области классов A и B не показывают видимого различия в распределении скоростей вращения по диску Солнца. Для обоих классов скорости вращения трассеров изменяются в больших пределах, практически равномерно отклоняясь от средней как в большую, так и в меньшую сторону. При этом, в среднем, максимальный магнитный поток активных областей класса B превышает максимальный магнитный поток активных областей класса A. Полагая, что скорость вращения активных областей определяется глубиной залегания ее "магнитных корней", которая совпадает с глубиной формирования активной области, можно заключить, что активные области классов A и B могут формироваться по всей глубине конвективной зоны. 4. Униполярные активные области класса U, показывают сильное отличие в скорости вращения от активных областей других классов: они вращаются существенно медленнее других трассеров, а также показывают наименьший разброс скоростей вращения для каждой широты. При этом, униполярные активные области имеют, в среднем, наименьший магнитный поток по сравнению с областями классов A и B. 5. Активные области класса B показывают, в среднем, большее значение усредненной плотности вертикального электрического тока по сравнению с активными областями класса А. 6. Основной вклад в развитие солнечного 11-летнего цикла вносят регулярные активные области класса A, что согласуется с классическими моделями магнитного цикла. Количество нерегулярных активных областей в 2-5 раз ниже регулярных в максимуме цикла и практически совпадает с ними в минимуме активности, т.е. глобальное динамо среднего поля (отвечающее за производство магнитных трубок активных областей) и флуктуационное динамо (вмешивающееся в процесс их всплытия сквозь конвективную зону) действуют вместе. Длительные наблюдения показывают, что солнечный цикл, как правило, имеет два пика в максимуме. Мы установили, что во втором пике значительно увеличивается доля нерегулярных активных областей. Это можно объяснить ослаблением произведенного глобальным динамо тороидального поля, при этом эффект от работы флуктуационного динамо становится более выраженным. 7. Анализ циклических вариаций активных областей по полушариям в 23-м и 24-м циклах показал различный динамический ход для регулярных и нерегулярных активных областей на временных масштабах менее солнечного цикла. В то же время, что касается всего солнечного цикла, количество нерегулярных активных областей в южном полушарии выше количества регулярных для обоих циклов. Причиной может быть ослабление тороидального поля при наложении антисимметричного поля диполя и симметричного поля квадруполя, при этом общее тороидальное поле в N- и S- полушариях оказывается различно. Кроме того, выявлены следующие общие закономерности для магнитных полей на Солнце: 1. Активные области, показывающие высокую вспышечную активность, также имеют тенденцию показывать больший полный максимальный магнитный поток и большую токовую спиральность, что вполне согласуется с многочисленными работами других авторов. 2. Крупные магнитные трассеры показывают меньшую скорость вращения по сравнению с меньшими трассерами. Эфемерные области вращаются быстрее других трассеров и показывают наименьший магнитный поток, что согласуется с общей тенденцией увеличения скорости вращения с уменьшением максимального магнитного потока. Таким образом, хотя скорости вращения эфемерных областей и зависят, во многом, от поверхностных движений плазмы, они не являются полностью случайными и определяются в большой степени подфтосферными механизмами. 3. В активных областях выявлены токовые системы различных масштабов. Наиболее крупные из них – распределенные электрические токи, охватывающие всю область, или же ее значительную часть – обнаруживаются во всех изученных активных областях, однако их наличие детектируется лишь косвенными методами. В областях с высоким уровнем вспышечной активности величина распределенного тока и амплитуда его временных вариаций в несколько раз больше, чем в областях с низкой активностью. Временные интервалы более высоких значений величины распределенного тока совпадают с периодами повышенной вспышечной активности. 4. В активных областях, в которых наблюдается хотя бы одна вспышка класса X, средняя плотность вертикального электрического тока превышает 3 мА м^(-2). 5. Анализ пространственного спектра мощности магнитного поля трех областей невозмущенной фотосферы (корональная дыра, область невозмущенного Солнца в закрытых полях и флоккульная зона) показал очень близкий наклон спектра -1.0 ± 0.05 в интервале примерно от 20-10 до 2.4 Мм. Это предполагает, что один и тот же механизм генерации магнитного поля (турбулентное динамо) работает по всей невозмущенной фотосфере. Сравнение пространственного спектра мощности магнитного поля, полученного по наблюдениям Near InfraRed Imaging Spectropolarimeter (NIRIS, Goode Solar Telescope, Big Bear Solar Observatory), со спектром колмогоровского типа (наклон -5/3) позволило нам заключить, что по меньшей мере 35% магнитной энергии в диапазоне 3.5-0.3 Мм невозможно объяснить колмогоровским каскадом (дроблением крупных структур на более мелкие) и требует объяснения другими механизмами генерации магнитного поля или передачи энергии вдоль спектра. Одно из наиболее вероятных объяснений – работа турбулентного динамо в фотосферном и подфотосферном слоях. 6. Данные наблюдений высокого разрешения инструмента NIRIS были сопоставлены с одновременными наблюдениями SDO/HMI для одного и того же участка на поверхности Солнца. Детальное сопоставление показало, что в тех местах, где SDO/HMI регистрирует обширные магнитные элементы напряженностью не выше 700 Гс, NIRIS регистрирует одну или несколько магнитных трубок диаметром 200-400 км и напряженностью поля 1000-2000 Гс. Таким образом, прямые наблюдения показывают присутствие килогауссных трубок в солнечной фотосфере. Более того, оказалось, что килогауссные трубки имеют тенденцию группироваться в межгранульных пространствах в непосредственной близости от так называемых ярких точек, видимых в линии TiO. 7. Мы подтвердили возможность использования LSTM-net подхода для прогноза числа солнечных пятен, хотя и с ограниченными параметрами/точностью. При этом LSTM-прогноз оказывается запаздывающим на один-два временных отсчета и потому применим только для сглаженного годовым окном ряда наблюдений. Также нами был создан каталог анти-Хейловских активных областей, который содержит для каждой группы номер NOAA (DPD) и ряд других параметров. В каталоге представлены 275 активных областей с магнитным потоком, превышающим 10^21 Mx, и наблюдавшихся с 1989 по 2018 гг. Каталог анти-Хейловских активных областей доступен на сайте КрАО http://sun.crao.ru/databases/catalog-anti-hale. К основным результатам всего Проекта мы относим проектирование и создание нового спектрополяриметра телескопа БСТ-1 КрАО. Инструмент представляет собой щелевой эшелле-спектрограф высокого разрешения. Основными элементами нового инструмента стали коллиматорное сферическое зеркало, решетка-эшелле, дифракционная решетка кросс-дисперсии, двухлинзовая камера-ахромат и ПЗС-детектор. Спектрополяриметр работает в 65 и 66 порядках решетки-эшелле. Все узлы имеют необходимые юстировочные подвижки для тонкой настройки элементов спектрополяриметра. Коллиматорное зеркало и двухлинзовая камера были изготовлены в оптической мастерской КрАО. Спектрополяриметр позволяет проводить одновременные наблюдения в фотосферных спектральных линиях Fe I 5247/5250 ангстрем и в хромосферной линии Mg I b2 5173 ангстрема. В октябре 2020 года был получен первый свет на новом спектрополяриметре БСТ-1 (см. раздел "Новости" на сайте КрАО http://crao.ru/ru/?id=268). Анализ полученных спектров показал, что инструмент обладает следующими характеристиками: Спектральное разрешение R>50000; Одновременная регистрация спектров в диапазонах 5235-5265 ангстрем, 5155-5185 ангстрем; Высота одного порядка спектра соответствует 150 угл. сек. на Солнце; Спектральный диапазон на 1 пиксель детектора – 23 мÅ Пространственный диапазон на 1 пиксель детектора - 0.3 угл.сек. Мы ожидаем начать наблюдения на новом спектрополяриметре с весны 2021 года с тем, чтобы охватить начавшийся 25 цикл солнечной активности практически с самого его начала. За отчетный период научным коллективом Проекта опубликовано 8 работ в изданиях, которые индексируется базой данных Scopus и 3 из них входят в Q1 согласно SciMagJournalRank.