О среднем магнитном поле Солнца и резонансе Солнце—Меркурий - Котов, В.А.; Цап, Т.Т. (Кинематика и физика небесных тел, 1999)
В четырех обсерваториях: КрАО, Маунт Уилсон, Саяны и Стэнфорд, — в 1968—1998 гг. сделано более 11 тыс. измерений общего магнитного поля (ОМП) Солнца как звезды. В данных доминирует главный период вращения магнитного поля Солнца Р○ = 26.92 ± 0.03 сут (со средней амплитудой ≈ 0.15∙10⁻⁴ Тл), демонстрирующий поразительную стабильность начальной фазы. Последнее несовместимо с современной феноменологической моделью солнечного цикла, предполагающей смену знака дипольного поля каждые 11 лет. В чотирьох обсерваторіях: КрАО, Маунт Уїлсон, Саяни і Стенфорд, в 1968—1998 рр. зроблено більше II тис. вимірів загального магнітного поля (ЗМП) Сонця як зірки. У даних переважає головний період обертання магнітного поля Сонця Р○ = 26.92 ± 0.03 діб (з середньою амплітудою ≈ 0.15∙10⁻⁴ Тл), демонструючий разючу стабільність початкової фази. Останнє несумісне з сучасною феноменологічною моделлю сонячного циклу, яке передбачає зміну знака дипольного поля кожні 11 років. More than 11 thousand measurements of the mean magnetic field of the Sun (MMFS) as a star were made at four observatories: CrAO, Mount Wilson, Sayans, and Stanford. These data are dominated by the main period of rotation of the magnetic field of the Sun, P○ = 26.92 ± 0.03ᵈ (with a mean amplitude of ≈ 0.15∙10⁻⁴ T) which reveals a surprising phase stability. This is incompatible with the current phenomenological model of the solar cycle, which assumes a polarity reversal of the dipole field every 11 years.