Солнечное вращение

Вращение Солнца можно увидеть на заднем плане этого видео в искусственных цветах .

Вращение Солнца меняется в зависимости от широты . Солнце . а состоит из газообразной плазмы не является твердым телом , Различные широты вращаются в разные периоды. Источником этого дифференциального вращения является область текущих исследований солнечной астрономии. ^[1] Скорость вращения поверхности наблюдается на экваторе (широта $φ = 0 °$ ) и уменьшается с увеличением широты. Солнца Период вращения составляет 25,67 суток на экваторе и 33,40 суток на 75 градусах широты. ^[2]

Ротация Кэррингтона ^{[ нужны разъяснения ]} на момент загрузки этой статьи, 2 августа 2024 г., 23:53:48 ( UTC ), был CR2287.

Вращение поверхности как уравнение

Дифференциальную вращения фотосферы скорость можно аппроксимировать уравнением:

\omega =A+B\,\sin ^{2}(\varphi )+C\,\sin ^{4}(\varphi )

где $\omega$ - угловая скорость в градусах в сутки, $\varphi$ — 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, использованных для измерения, а также от изучаемого периода времени. ^[3] Текущий набор принятых средних значений ^[4] является:

A=14.713\pm 0.0491\ ^{\circ }/{\text{day}}

B=-2.396\pm 0.188\ ^{\circ }/{\text{day}}

C=-1.787\pm 0.253\ ^{\circ }/{\text{day}}

Сидерическое вращение

На экваторе период вращения Солнца составляет 24,47 дня. Это называется сидерическим периодом вращения, и его не следует путать с синодическим периодом вращения, равным 26,24 дня, который представляет собой время, за которое фиксированный объект на Солнце поворачивается в то же видимое положение, как если бы он наблюдался с Земли (орбитальное вращение Земли составляет 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 период экваториального вращения, а 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 соответствует типичной широте солнечных пятен и соответствующей периодической солнечной активности. Когда на Солнце смотрят с «севера» (над северным полюсом Земли), солнечное вращение происходит против часовой стрелки (на восток). Человеку, стоящему на Земле На Северном полюсе во время равноденствия кажется, что солнечные пятна движутся слева направо по поверхности Солнца.

В гелиографических координатах Стонихерста левая сторона Солнца называется Востоком, а правая сторона Солнца называется Западом. Поэтому говорят, что солнечные пятна движутся по поверхности Солнца с востока на запад.

Число вращения Бартельса

Число вращения Бартельса — это последовательный счетчик, который подсчитывает видимые вращения Солнца , если смотреть с Земли, и используется для отслеживания определенных повторяющихся или меняющихся моделей солнечной активности. Для этой цели каждое вращение имеет продолжительность ровно 27 дней, что близко к синодической скорости вращения Кэррингтона. Юлиус Бартельс произвольно отнес первый день вращения к 8 февраля 1832 года. Порядковый номер служит своего рода календарем для обозначения периодов повторяемости солнечных и геофизических параметров.

Вращение Кэррингтона

Пятилетнее видео Сана, один кадр за период Кэррингтона.

— 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 зависит от широты, глубины и времени, любая такая система обязательно произвольна и делает сравнение значимым только в течение умеренных периодов времени. Для целей вращения Кэррингтона длительность солнечного вращения принимается равной 27,2753 дня (см. ниже). Каждому вращению Солнца по этой схеме присваивается уникальный номер, называемый числом вращения Кэррингтона, начиная с 9 ноября 1853 года. (Число вращения Бартельса) ^[5] представляет собой аналогичную схему нумерации, в которой используется период ровно 27 дней и начинается с 8 февраля 1832 года.)

Гелиографическая долгота солнечного объекта традиционно относится к его угловому расстоянию относительно центрального меридиана, пересекаемого радиальной линией Солнце-Земля.«Долгота Кэррингтона» того же объекта относится к произвольной фиксированной контрольной точке воображаемого жесткого вращения, первоначально определенной Ричардом Кристофером Кэррингтоном.

Кэррингтон определил скорость вращения Солнца по солнечным пятнам на низких широтах в 1850-х годах и получил 25,38 дней для сидерического периода вращения. Сидерическое вращение измеряется относительно звезд, но поскольку Земля вращается вокруг Солнца, мы видим этот период равным 27,2753 дня.

Можно построить диаграмму с долготой солнечных пятен по горизонтали и временем по вертикали. Долгота измеряется по времени пересечения центрального меридиана и основана на вращении Кэррингтона. В каждом вращении, расположенном под предыдущими, большинство солнечных пятен или других явлений будут появляться непосредственно под тем же явлением в предыдущем вращении. Могут наблюдаться небольшие отклонения влево или вправо в течение более длительных периодов времени.

«Музыкальная диаграмма» Бартельса . или спиральный график Кондеграммы - это другие методы выражения приблизительной 27-дневной периодичности различных явлений, происходящих на поверхности Солнца

Начало ротации Кэррингтона

Даты начала нового синодического числа вращения Солнца по Кэррингтону.

Номер вращения	Дата (UTC)
2266	1 января 2023 9:10
2267	28 января 2023 17:18
2268	25 февраля 2023 1:27
2269	24 марта 2023 9:06
2270	20 апреля 2023 15:49
2271	17 мая 2023 21:29
2272	14 июня 2023 2:24
2273	11 июля 2023 7:08
2274	7 августа 2023 12:16
2275	3 сентября 2023 18:03
2276	1 октября 2023 0:31
2277	28 октября 2023 7:28
2278	24 ноября 2023 14:48
2279	21 декабря 2023 22:30
2280	18 января 2024 6:33
2281	14 февраля 2024 14:45
2282	12 марта 2024 22:39
2283	9 апреля 2024 5:46
2284	6 мая 2024 11:50
2285	2 июня 2024 16:59
2286	29 июня 2024 21:44
2287	27 июля 2024 2:39
2288	23 августа 2024 8:10
2289	19 сентября 2024 14:22
2290	16 октября 2024 21:09
2291	13 ноября 2024 4:21
2292	10 декабря 2024 11:54

Использование солнечных пятен для измерения вращения

Константы вращения были измерены путем измерения движения различных объектов («трассеров») на поверхности Солнца. Первыми и наиболее широко используемыми трассерами являются солнечные пятна . Хотя солнечные пятна наблюдались с древних времен, только когда начали использовать телескоп, было замечено, что они вращаются вместе с Солнцем, и, таким образом, можно было определить период солнечного вращения. Английский ученый Томас Харриот , вероятно, был первым, кто наблюдал солнечные пятна в телескоп, о чем свидетельствует рисунок в его записной книжке от 8 декабря 1610 г. и первые опубликованные наблюдения (июнь 1611 г.) 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 написаны Иоганном Фабрициусом , который систематически наблюдал пятна в течение нескольких месяцев и отметил также их движение по солнечному диску. Это можно считать первым наблюдательным свидетельством вращения Солнца. Кристоф Шайнер («Rosa Ursine sive Solis», книга 4, часть 2, 1630 г.) первым измерил экваториальную скорость вращения Солнца и заметил, что вращение на более высоких широтах происходит медленнее, поэтому его можно считать первооткрывателем дифференциального вращения Солнца. .

Каждое измерение дает немного другой ответ, что дает указанные выше стандартные отклонения (показаны как +/-). Сент-Джон (1918), возможно, был первым, кто обобщил опубликованные данные о скоростях вращения Солнца, и пришел к выводу, что различия в рядах, измеренных в разные годы, вряд ли можно объяснить личными наблюдениями или местными возмущениями на Солнце и, вероятно, обусловлены временем. изменения скорости вращения, а Хубрехт (1915) был первым, кто обнаружил, что два солнечных полушария вращаются по-разному. Изучение данных магнитографии показало, что синодический период соответствует другим исследованиям и составляет 26,24 дня на экваторе и почти 38 дней на полюсах. ^[6]

Внутреннее вращение Солнца, демонстрирующее дифференциальное вращение во внешней конвективной области и почти равномерное вращение в центральной радиационной области. Переход между этими областями называется тахоклином.

Внутреннее солнечное вращение

До появления гелиосейсмологии , изучения волновых колебаний на Солнце, о внутреннем вращении Солнца было известно очень мало. Считалось, что дифференциальный профиль поверхности простирается внутрь Солнца в виде вращающихся цилиндров 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 внутрь. На тахоклине вращение резко меняется на твердотельное в зоне солнечного излучения . ^[8]

См. также

Ссылки

^ Зелл, Холли (2 марта 2015 г.). «Вращение Солнца зависит от широты» . НАСА . Проверено 14 февраля 2019 г.
^ Ланг, Кеннет Р. (2013). Основная астрофизика . Springer Science & Business Media. п. 121. ИСБН 9783642359637 . Проверено 21 мая 2024 г.
^ Бек, Дж. (2000). «Сравнение измерений дифференциального вращения». Солнечная физика . 191 (1): 47–70. Бибкод : 2000SoPh..191...47B . дои : 10.1023/А:1005226402796 .
^ Снодграсс, Х.; Ульрих, Р. (1990). «Вращение доплеровских особенностей в солнечной фотосфере» . Астрофизический журнал . 351 : 309–316. Бибкод : 1990ApJ...351..309S . дои : 10.1086/168467 .
^ Бартельс, Дж. (1934), «Двадцать семь дней повторяемости земной магнитной и солнечной активности, 1923–1933», Земной магнетизм и атмосферное электричество , 39 (3): 201–202a, Бибкод : 1934TeMAE..39.. 201B , номер документа : 10.1029/TE039i003p00201
^ Стенфло, Дж.О. (июль 1990 г.). «Временная инвариантность скорости вращения Солнца» . Астрономия и астрофизика . 233 (1): 220–228. Бибкод : 1990A&A...233..220S .
^ Глацмайер, Джорджия (1985). «Численное моделирование звездных конвективных динамо III. В основании конвекционной зоны» . Солнечная физика . 125 (1–2): 137–150. Бибкод : 1985GApFD..31..137G . дои : 10.1080/03091928508219267 .
^ Кристенсен-Далсгаард Дж. и Томпсон, MJ (2007). Солнечный тахоклин: результаты наблюдений и проблемы, касающиеся тахоклина . Издательство Кембриджского университета . стр. 53–86.

Кокс, Артур Н. (ред.), Астрофизические величины Аллена , 4-е изд., Springer, 1999.
Джаварайя, Дж., 2003. «Долгосрочные изменения дифференциального вращения Солнца», Solar Physics , 212 (1): 23–49.
Сент-Джон, К., 1918. «Современное состояние проблемы вращения Солнца», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 30, 319–325.

Внешние ссылки

[1] Зелл, Холли (2 марта 2015 г.). «Вращение Солнца зависит от широты» . НАСА . Проверено 14 февраля 2019 г.

[2] Ланг, Кеннет Р. (2013). Основная астрофизика . Springer Science & Business Media. п. 121. ИСБН 9783642359637 . Проверено 21 мая 2024 г.

[3] Бек, Дж. (2000). «Сравнение измерений дифференциального вращения». Солнечная физика . 191 (1): 47–70. Бибкод : 2000SoPh..191...47B . дои : 10.1023/А:1005226402796 .

[4] Снодграсс, Х.; Ульрих, Р. (1990). «Вращение доплеровских особенностей в солнечной фотосфере» . Астрофизический журнал . 351 : 309–316. Бибкод : 1990ApJ...351..309S . дои : 10.1086/168467 .

[5] Бартельс, Дж. (1934), «Двадцать семь дней повторяемости земной магнитной и солнечной активности, 1923–1933», Земной магнетизм и атмосферное электричество , 39 (3): 201–202a, Бибкод : 1934TeMAE..39.. 201B , номер документа : 10.1029/TE039i003p00201

[6] Стенфло, Дж.О. (июль 1990 г.). «Временная инвариантность скорости вращения Солнца» . Астрономия и астрофизика . 233 (1): 220–228. Бибкод : 1990A&A...233..220S .

[7] Глацмайер, Джорджия (1985). «Численное моделирование звездных конвективных динамо III. В основании конвекционной зоны» . Солнечная физика . 125 (1–2): 137–150. Бибкод : 1985GApFD..31..137G . дои : 10.1080/03091928508219267 .

[8] Кристенсен-Далсгаард Дж. и Томпсон, MJ (2007). Солнечный тахоклин: результаты наблюдений и проблемы, касающиеся тахоклина . Издательство Кембриджского университета . стр. 53–86.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]