Мы исследовали режим всплытия 14-ти активных областей (АО). Для 12-ти АО использованы данные о продольной составляющей магнитного поля, полученные с помощью Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту космической станции Solar Dynamic Observatory (SDO). Для остальных АО, использовались данные Michelson Doppler Imager (MDI), полученные спутником Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Все АО всплывали на видимой стороне солнечного диска. Мы вычисляли производную по времени, R(t), от суммарного беззнакового магнитного потока АО, т. е. скорость всплытия. Показано, что режим всплытия не универсален: в каждой АО имеет место свой процесс всплытия с уникальным временным профилем функции R(t). При этом можно идентифицировать два основных типа всплытия. Первый тип – регулярное всплытие с квази-постоянным поведением производной потока в течение 1–3 дней и довольно низкой средней за это время величиной производной: <R(t)> = 0.57±0.22 • 1022 максвелл в день. Второй тип можно описать как ускоренное всплытие, характеризующееся длинным (более одного дня) интервалом быстрого нарастания производной до довольно больших величин порядка 0.92±0.29 • 1022 максвелл в день. После этого интервала следует короткий (порядка трети суток) интервал с постоянной производной, сменяющийся монотонным уменьшением функции R(t). Первый тип событий можно ассоциировать со всплытием магнитных трубок с квазипостоянным потоком, который проходит через фотосферу с квази-постоянной скоростью подъема. Такие события можно объяснить действием глобального динамо, генерирующего тороидальные трубки глубоко в конвективной зоне. События второго типа можно интерпретировать как свидетельство работы подфотосферного турбулентного динамо, генерирующего дополнительный поток (за счет турбулентных движений плазмы) по мере всплытия трубки.

Emergence process of 14 ARs was analyzed. Line-of-sight magnetograms acquired by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) onboard the Solar Dynamic Observatory (SDO) were used for 12 ARs, while for the remaining two ARs the Michelson Doppler Imager (MDI) data acquired onboard the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) were analyzed. All ARs in this study emerged on the visible solar disk. We calculated the time derivative, R(t), of the total unsigned flux, i.e., the emergence rate. We found that the emergence regime is not universal: each AR displays a unique emergence process with different time profiles of the emergence rate. Two types of the emergence process can be identified. First type is a regular emergence with quasi-constant behavior of the flux derivative R(t) during a 1-3 day interval and a rather low magnitude of the average (over this time) flux derivative, < R(t)> = (0.57±0.22)• 1022 Mx per day. Second type can be described as accelerated emergence with a long interval (> 1 day) of the rapidly increasing flux derivative R(t) to rather high magnitude of (0.92±0.29) • 1022 Mx per day, which later changes to a very short (about a one third of day) interval with R(t) = const followed by a monotonous decrease of R(t). The first type events might be associated with emergence of a flux tube with a constant amount of flux that rises through the photosphere with a quasi-constant speed. Such events can be explained by the traditional large-scale solar dynamo generating the toroidal flux deep in the convective zone. The second-type events can be interpreted as a signature of sub-surface turbulent dynamo action that generates additional magnetic flux via turbulent motions as the magnetic structure makes its way up to the solar surface.