Отмечены важнейшие достижения и перечислены основные трудности динамо-теории среднего поля при объяснении магнитной активности Солнца. Указаны возможные пути преодоления имеющихся затруднений. Приведены результаты выполненных автором в приближении длиныперемешивания вычислений параметров турбулентной оболочки Солнца, определяющих эволюцию усредненного (крупномасштабного) магнитного поля в кинематической постановке задачи. Полученные распределения вдоль радиуса Солнца усредненных кинематических параметров дополняют модельные представления о турбулентной оболочке.
