Вращение Солнца меняется в зависимости от широты . Солнце не является твердым телом, а состоит из газообразной плазмы . На разных широтах вращение происходит с разной периодичностью. Источник этого дифференциального вращения является областью современных исследований в солнечной астрономии. [1] Скорость вращения поверхности наблюдается наибольшей на экваторе (широта φ = 0° ) и уменьшается с увеличением широты. Период вращения Солнца составляет 25,67 дня на экваторе и 33,40 дня на 75 градусах широты. [2]
Ротация Кэррингтона [ требуется уточнение ] на момент загрузки этой статьи, 19 ноября 2024 г. 21:51:30 ( UTC ), была CR2291.
Дифференциальную скорость вращения фотосферы можно приблизительно оценить с помощью уравнения:
где — угловая скорость в градусах в день, — солнечная широта, A — угловая скорость на экваторе, а B, C — константы, контролирующие уменьшение скорости с увеличением широты. Значения A, B и C различаются в зависимости от методов, используемых для проведения измерений, а также от изучаемого периода времени. [3] Текущий набор принятых средних значений [4] :
На экваторе период вращения Солнца составляет 24,47 дня. Это называется сидерическим периодом вращения, и его не следует путать с синодическим периодом вращения 26,24 дня, который является временем, за которое фиксированная деталь на Солнце поворачивается в то же видимое положение, которое наблюдается с Земли (орбитальное вращение Земли происходит в том же направлении, что и вращение Солнца). Синодический период длиннее, потому что Солнце должно вращаться в течение сидерического периода плюс дополнительное количество из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца. Обратите внимание, что в астрофизической литературе обычно не используется экваториальный период вращения, но вместо этого часто используется определение вращения Кэррингтона : синодический период вращения 27,2753 дня или сидерический период 25,38 дня. Этот выбранный период примерно соответствует прямому вращению на широте 26° северной или южной широты, что согласуется с типичной широтой солнечных пятен и соответствующей периодической солнечной активностью. Если смотреть на Солнце с «севера» (над северным полюсом Земли), вращение Солнца происходит против часовой стрелки (на восток). Человеку, стоящему на Северном полюсе Земли во время равноденствия, будет казаться, что солнечные пятна движутся слева направо по диску Солнца.
В гелиографических координатах Стонихерста левая сторона солнечного лика называется Востоком, а правая сторона солнечного лика называется Западом. Поэтому говорят, что солнечные пятна движутся по солнечному лику с востока на запад.
Число вращения Бартельса — это серийный счет, который нумерует видимые вращения Солнца , наблюдаемые с Земли, и используется для отслеживания определенных повторяющихся или смещающихся моделей солнечной активности. Для этой цели каждое вращение имеет длину ровно 27 дней, что близко к синодической скорости вращения Кэррингтона. Юлиус Бартельс произвольно назначил первый день вращения 8 февраля 1832 года. Серийный номер служит своего рода календарем для обозначения периодов повторения солнечных и геофизических параметров.
Вращение Кэррингтона — это система сравнения местоположений на Солнце за определенный период времени, позволяющая отслеживать группы солнечных пятен или повторное появление извержений в более позднее время.
Поскольку вращение Солнца меняется в зависимости от широты, глубины и времени, любая такая система обязательно произвольна и делает сравнение значимым только для умеренных периодов времени. Вращение Солнца принимается равным 27,2753 дня (см. ниже) для целей вращений Кэррингтона. Каждому вращению Солнца по этой схеме присваивается уникальное число, называемое числом вращения Кэррингтона, начиная с 9 ноября 1853 года. (Число вращения Бартельса [5] — это похожая схема нумерации, которая использует период ровно в 27 дней и начинается с 8 февраля 1832 года.)
Гелиографическая долгота солнечной особенности обычно относится к ее угловому расстоянию относительно центрального меридиана, пересекаемого радиальной линией Солнце-Земля. «Кэррингтоновская долгота» той же особенности относится к произвольной фиксированной точке отсчета воображаемого жесткого вращения, как первоначально было определено Ричардом Кристофером Кэррингтоном.
Каррингтон определил скорость вращения Солнца по пятнам на низких широтах в 1850-х годах и пришел к выводу, что период сидерического вращения составляет 25,38 дней. Сидерическое вращение измеряется относительно звезд, но поскольку Земля вращается вокруг Солнца, мы видим этот период как 27,2753 дней.
Можно построить диаграмму с долготой солнечных пятен по горизонтали и временем по вертикали. Долгота измеряется по времени пересечения центрального меридиана и основана на вращениях Кэррингтона. В каждом вращении, нанесенном под предыдущими, большинство солнечных пятен или других явлений будут появляться непосредственно под тем же явлением на предыдущем вращении. Могут быть небольшие дрейфы влево или вправо в течение более длительных периодов времени.
«Музыкальная диаграмма» Бартельса или спиральный график Кондеграма — это еще одни методы выражения приблизительной 27-дневной периодичности различных явлений, возникающих на поверхности Солнца .
Даты начала нового синодического числа солнечного вращения по Каррингтону.
Константы вращения измерялись путем измерения движения различных особенностей («трассеров») на поверхности Солнца. Первыми и наиболее широко используемыми трассерами являются солнечные пятна . Хотя солнечные пятна наблюдались с древних времен, только с появлением телескопа стало возможным наблюдать их вращение вместе с Солнцем, и таким образом можно было определить период вращения Солнца. Английский ученый Томас Харриот, вероятно, был первым, кто наблюдал солнечные пятна телескопически, о чем свидетельствует рисунок в его блокноте от 8 декабря 1610 года, а первые опубликованные наблюдения (июнь 1611 года) под названием «De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio» («Рассказ о пятнах, наблюдаемых на Солнце, и их кажущемся вращении вместе с Солнцем») были сделаны Иоганном Фабрициусом , который систематически наблюдал пятна в течение нескольких месяцев и также отметил их движение по солнечному диску. Это можно считать первым наблюдательным свидетельством вращения Солнца. Кристоф Шайнер («Rosa Ursine sive solis», книга 4, часть 2, 1630) первым измерил скорость вращения Солнца на экваторе и заметил, что вращение на более высоких широтах происходит медленнее, поэтому его можно считать первооткрывателем дифференциального вращения Солнца.
Каждое измерение дает немного другой ответ, давая вышеуказанные стандартные отклонения (показанные как +/−). Сент-Джон (1918) был, возможно, первым, кто обобщил опубликованные скорости вращения Солнца, и пришел к выводу, что различия в рядах, измеренных в разные годы, вряд ли можно отнести к личным наблюдениям или локальным возмущениям на Солнце, и, вероятно, они вызваны временными изменениями скорости вращения, а Хабрехт (1915) был первым, кто обнаружил, что два солнечных полушария вращаются по-разному. Изучение данных магнитографа показало синодический период, согласующийся с другими исследованиями, в 26,24 дня на экваторе и почти 38 дней на полюсах. [6]
До появления гелиосейсмологии , изучения волновых колебаний на Солнце, было очень мало известно о внутреннем вращении Солнца. Считалось, что дифференциальный профиль поверхности простирается во внутреннюю часть Солнца как вращающиеся цилиндры с постоянным угловым моментом. [7] Благодаря гелиосейсмологии теперь известно, что это не так, и был найден профиль вращения Солнца. На поверхности Солнце вращается медленно на полюсах и быстро на экваторе. Этот профиль простирается примерно по радиальным линиям через зону солнечной конвекции во внутреннюю часть. В тахоклине вращение резко меняется на твердотельное вращение в зоне солнечного излучения . [8]
