Проаналізовано роль двовимірної турбулентності (породженої в тіні плями під впливом сильного магнітного поля) та альвенівських коливань (збуджених у плямі відносно слабким магнітним полем) в еволюції сонячних плям. Виявлено дві фази затухання магнітного поля плями. Початкова швидка фаза затухання зумовлена виродженою турбулентністю. Друга повільна фаза магнітного затухання пов’язана з альвенівськими коливаннями. Отримані нами результати узгоджуються зі спостереженими даними відносно двох типів часової еволюції сонячних плям. Суттєву роль в тривалій стабільності рівноважного стану вертикальних магнітних силових трубок плям відіграє ефект макроскопічного діамагнітного «витіснення» магнітного поля із конвективної зони або фотосфери до плям.