ВВЕДЕНИЕДолговременные измерения солнечных магнитных полей необходимы для более глубокого понимания их эволюции и изменчивости активности Солнца, а также для решения проблем прогнозирования космической погоды. Совокупность таких наблюдений, накапливаемая со второй половины XX в. с помощью множества инструментов, является неоднородной. Различия в комбинациях используемой спектральной линии, апертуры, временного разрешения, калибровки и характерной картины неизбежных аппаратурных погрешностей обусловливают уникальность рядов данных каждого инструмента. Как правило, солнечные магнитограммы, полученные с помощью разных средств измерения, показывают расхождения в величине поля, несмотря на очевидное морфологическое соответствие. Это затрудняет как оценку напряженности в заданном участке солнечной поверхности в заданный момент времени, так и объединение имеющихся разнородных данных в однородный временной ряд. Эти проблемы широко известны и активно обсуждаются с начала эры солнечных магнитографов.Некоторые аспекты этого важного вопроса можно найти, например, в публикациях [Norton, Ulrich, 2000; Jones, Ceja, 2001; Arge et al., 2002; Berger, Lites, 2003; Zhang et al., 2003; Wenzler et al., 2004; Demidov et al., 2008; Liu et al., 2012; Pietarila et al., 2013; Riley et al., 2014]. Приведенные в них многочисленные ссылки позволяют глубже взглянуть на ситуацию. Прежде всего, с технической точки зрения в качестве ключевых факторов рассматриваются спектральная линия, пространственное и временное разрешение, нулевая точка магнитографа, уровень погрешности измерений и эффект насыщения. Однако основной трудностью при решении вопроса воспроизводимости измерений солнечных магнитных полей является проблема интерпретации наблюдений, которая определяет процедуры масштабирования данных [Harvey, Livingston, 1969; Howard, Stenflo, 1972; Stenflo, 1973; Ulrich et al., 2002, 2009; Tran et al., 2005; Demidov, Balthasar, 2012; Balthasar, Demidov, 2012; Stenflo et al., 2013].В качестве простейшего способа «обойти» проблему воспроизводимости измерений широко применяется метод магнитных отношений в двух спек-тральных линиях [Stenflo, 1973]. При этом для со-гласования измерений сопоставляемых магнитных полей в первом приближении проводится оценка их «средних отношений» («факторов различия», «ко-эффициентов регрессии», «коэффициентов редукции», «коэффициентов пересчета», «поправочных коэффициентов» и т. п.). Такие оценки представляют интерес прежде всего для взаимной калибровки инструментов. Актуальность исследований в этом направлении резко возросла с развитием спутниковых наблюдений Солнца. Из множества имеющихся источников по этой теме здесь можно выделить работы [Ulrich et al., 2002; Tran et al., 2005; Demidov et al., 2008; Demidov, Balthasar, 2012; Pietarila et al., 2013; Riley et al., 2014].Следует отметить, что приводимые в многочисленных публикациях магнитные отношения не являются параметрами, однозначно определенными раз и навсегда. Во-первых, очевидно, что их значения зависят от метода вычислений. Во-вторых, они используются для перекалибровки данных некоторых инструментов при необходимости скорректиро-вать обнаруженные несоответствия. В свою очередь, скорректированные данные должны показывать обновленные факторы различия. Такая неоднозначность видна на известном примере перекалибровки данных Майкельсоновского формирователя доплеровских изображений, установленного на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории (Michelson Doppler Imager / Solar and Heliospheric Observatory, MDI/SOHO). Эта перекалибровка опиралась на ис-следование [Tran et al., 2005]. В-третьих, неизбеж-ный износ оборудования обусловливает нестабильность в процессе измерений, что непременно сказы-вается на результатах статистического сопоставления. В-четвертых, магнитное отношение может меняться со временем под действием факторов, не являющихся инструментальными или искусственно наведенными. Этот факт был отмечен Котовым, сопоставившим средние абсолютные напряженности по наблюдениям шести обсерваторий за 1968–2006 гг. [Kotov, 2008a, b]. Позже Котов установил циклическую изменчивость фактора различия между средними солнечными магнитными полями (ССМП), измеренными квазиодновременно в линиях Fe I 525.0 нм и 524.7 нм в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) в 2001–2010 гг. [Kotov, 2012]. Кроме того, подобная же картина была им отмечена при сопоставлении ССМП по измерениям КрАО и стэнфордской обсерватории им. Уилкокса (Wilcox Solar Observatory, WSO) в линии Fe I 525.0 нм [Kotov, 2012]. Позднее в работе [Riley et al., 2014] было выполнено сравнение синоптических карт, полученных по данным семи инструментов в 1913–2126-м кэррингтоновских оборотах (Carrimgton rotations, CRs). Авторы сообщили о «не без труда различимых» (“not easily discerned”) вариациях найденных коэффициентов преобразования. Например, как следует из табл. 3 в статье [Riley et al., 2014], фактор различия варьирует между 0.18 и 0.46 для пересчета данных обсерватории Маунт-Вилсон (Mount Wilson Observatory, MWO) в значения WSO и между 4.50 и 7.74 для пересчета данных МWO в значения MDI/SOHO._____________________________________________________________________________________________*Впервые статья опубликована на английском языке в журнале “Solar Physics”. 2016. V. 291, iss. 8. P. 2213–2241. DOI: 10.1007/s11207-016-0973-3. На русском языке публикуется по лицензии издательства.