od stredu Slnka). Dni
zatmeni sa nachadzaju v strede tychto map. Evolucia topologie magnetickeho
pola od po-maximalneho zatmenia 1991 do pred-maximalneho zatmenia 1999
je velmi zretelna a v sucasnosti aj dobre teoreticky pochopena.
Heliomagneticky rovnik (hruba plna ciara) je v pripade zatmenia 1991 skoro kolma na heliograficky rovnik. Globalne magneticke pole predstavuje jednoduchy dipol. Pasmo strimerov, nachadzajuce sa nad magnetickym rovnikom je, samozrejme, tiez silno naklonene a korona je vyrazne splostena k heliomagnetickemu rovniku. Javi sa nam to tak preto, ze magneticky rovnik, a teda aj pasmo strimerov nad nim, sa nachadzali takmer presne na centralnom meridiane a videli sme ich akoby `'z hrany`'. Takato `'priazniv`a`' situacia by v dosledku slnecnej rotacie zanikla uz v priebehu 2-4 dni (Sykora a kol., 1999a). Potom, pocas dalsich styroch zatmeni (1994-1998) slnecna korona je nadalej vyrazne splostena. V tomto obdobi okolo minima slnecneho cyklu (oktober 1996) boli vsak heliomagneticky a heliograficky rovnik neustale blizko seba, globalne pole bolo permanentne bipolarne a slnecna rotacia nemohla vyznamnejsie narusit pozorovany splosteny tvar korony (magneticky rovnik a teda aj pasmo strimerov sme stale videli `'z hrany`'. Splosteny tvar korony v obdobi minim cyklov je v sulade s historickymi pozorovaniami, ale aj s teoretickymi s ocakavaniami. Ciastocne prekvapujucim je vyrazne splosteny tvar korony dna 26. februara 1998, kedy uz vyznamne pokrocil 23. cyklus. Tuto zvlastnu situaciu nedavno odovodnili Wang a kol. (2000) podrobnou analyzou pocitaneho magnetickeho pola. Nasli, ze k pomerne prudkej zmene v evolucii globalneho magnetickeho pola doslo az od marca 1998. A nakoniec, magneticke pole pred-maximalneho zatmenia 1999 je opat charakterizovane velkymi sklonmi magneticky neutralnych ciar. Situacia je vsak dost odlisna od tej v roku 1991. Magneticke pole vytvorilo kvadrupolovu konfiguraciu a ziadna cast neutralnej ciary (ziadna cast magnetickeho rovnika) nie je teraz identicka, alebo paralelna s magnetickym rovnikom. Pasmo strimerov nad neutralnymi ciarami je teraz urcite zlozitejsie a jeho projekcia do dvojrozmernej roviny oblohy (obrazovej roviny) vytvara zdanlivo skoro kruhovy tvar korony. Koronu 11. augusta 1999 by sme, velmi pravdepodobne, mohli vidiet tiez znacne splostenejsiu. Museli by sme ju vsak v tento den odpozorovat zo specifickeho miesta v medziplanetarnom priestore - podivat sa z neho na heliomagneticky rovnik `'z hrany`' a nie zo Zeme.
Ak vezmeme do uvahy vsetky zname fakty o vazbe tvaru korony na topologiu globalneho magnetickeho pola a zohladnime aj nasu analyzu tvarov korony pozorovanych pocas zatmeni Slnka, dochadzame k zaveru, ze slnecna korona je, s najvacsou pravdepodobnostou, vzdy znacne splostena. Toto splostenie je vsak v smere k heliomagnetickemu rovniku a nie k heliografickemu rovniku. Zdanlivo kruhovy tvar korony v obdobiach maxim slnecnej cinnosti nie je fyzikalne opodstatneny a mozno ho lahko vysvetlit priemetom pasma strimerov do dvojrozmernej roviny oblohy (vid aj Sykora a kol., 1999a; 2000).