ВВЕДЕНИЕПроблеме долготной неоднородности в распределении солнечной активности (СА) по поверхности Солнца с конца XIX столетия, после обнаружения этого явления [Wolfer, 1897], посвящено большое количество работ. Систематические исследования явления длительного превышения активности в отдельных долготных интервалах, названного активными долготами, с 1960-х гг. проводились в Пулковской обсерватории [Витинский, 1960; 1971]. Согласно определению Ю.И. Витинского, долготный интервал на Солнце, в котором в течение продолжительного времени (несколько лет) СА существенно выше, чем в других долготных интервалах, называется активной долготой. Ансамбль солнечных пятен, составляющих активную долготу, характеризуется свойствами, которые могут быть отличны от свойств отдельных пятен. Так, скорость вращения активных долгот близка к кэррингтоновской, в то время как скорость вращения отдельных пятен подчиняется закону дифференциального вращения. Исследования [Иванов, 1986; Плюснина, 1992; Ерофеев, 1997] показали, что большинство солнечных пятен на протяжении 11-летнего цикла сосредоточено внутри образований, вращающихся с периодами, близкими 27 и 28 сут.Скорость вращения активных долгот в настоящее время является предметом дискуссии. В работе [Кичатинов, Олемской, 2005] утверждается, что для 12-17 циклов (1880-1944 гг.) единственной выделенной с достаточной долей достоверности активной долготой был интервал с ансамблем пятен, расположенным в северном полушарии в нечетных циклах СА. Период вращения этих активных долгот был несколько выше 28 сут. В работе [Плюснина, 2003] на основании традиционного определения активных долгот и более чем 150-летнего ряда наблюдений солнечных пятен было показано, что последовательность всплесков активности, наблюдаемых в каждом солнечном цикле, обнаруживает период вращения, близкий кэррингтоновскому. Пространственно эти всплески активности расположены внутри образований, показывающих вращение с периодами, близкими 27 и 28 сут. Качественно они представляют собой наиболее мощные всплески активности мод вращения солнечных пятен с периодами ~27-28 сут.Время жизни активных долгот, как было отмечено выше, может достигать времени нескольких солнечных циклов. В качестве минимального интервала, необходимого для выделения активных долгот, целесообразно выбирать продолжительность цикла СА не менее 5-6 лет. Наиболее развитой в настоящее время теорией объяснения СА с присущими ей свойствами 11-летней цикличности и изменения широты зоны пятнообразования на протяжении цикла является теория солнечного динамо. Традиционные осесимметричные приближения динамо-теории не объясняют долготной анизотропии в распределении солнечных пятен. Явление активных долгот обнаружено и на других звездах солнечного типа [Jetsu, 1996]. Как и на Солнце, активные долготы на звездах часто бывают разнесены примерно на 180°. Иногда наблюдаются переключения мощности с одной долготы на другую. Это явление, обнаруженное на звездах, было названо «флип-флоп».Для объяснения активных долгот привлекают понятие реликтового магнитного поля Солнца, вмороженного в лучистое ядро и проникающего в конвективную зону. Впервые на возможность существования на Солнце реликтового поля было указано в статье [Cowling, 1945]. Отмечалось, что время омического затухания крупномасштабного поля лучистой зоны сравнимо с возрастом Солнца. Наиболее крупномасштабная составляющая этого поля должна сохраниться до наших дней. Такие представления получили развитие в работах [Benevolenskaya et al., 1999; Kitchatinov et al., 2001]. Согласно [Kitchatinov et al., 2001], реликтовое магнитное поле — результат действия первичного динамо-механизма — было захвачено из окружающей конвективной оболочки формирующимся лучистым ядром Солнца на ранних стадиях его эволюции. Реликтовое поле неосесимметрично, содержит значительную полоидальную компоненту, а его напряженность составляет десятые доли гаусс. В течение 11-летнего цикла СА реликтовое поле складывается с магнитным полем, которое генерируется солнечным динамо. В результате смены полярностей магнитного поля от цикла к циклу по закону Хейла результирующее полоидальное поле может усиливаться или ослабляться. В соответствии с этим генерируется разное по величине тороидальное поле и амплитуды следующих друг за другом 11-летних циклов чередуются по высоте [Мордвинов, Плюснина, 2001].В работе анализируется долготное распределение групп солнечных пятен на основе наблюдательной программы Национального центра геофизических данных (NGDC, Боулдер, США). Показано различие в долготном распределении групп в зависимости от размеров пятен, составляющих эти группы. Всестороннее изучение долготной неоднородности на Солнце является задачей, актуальной с точки зрения прогноза геоэффективности солнечных процессов.