Солнечное вращение - Solar rotation

Солнечное вращение можно увидеть на фоне этого ложный цвет видео.

Солнечное вращение варьируется в зависимости от широта. В солнце не является твердым телом, а состоит из газообразного плазма. Разные широты вращаются в разные периоды. Источник этого дифференциального вращения - область современных исследований в солнечной астрономии.^[1]. Скорость поверхности вращение считается самым быстрым на экватор (широта $φ = 0°$ ) и уменьшаться с увеличением широты. Солнечная период вращения составляет 24,47 суток на экваторе и почти 38 суток на полюса. Средняя ротация - 28 дней.

Поворот поверхности как уравнение

В дифференциальное вращение Скорость обычно описывается уравнением:

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

куда ${ displaystyle omega}$ угловая скорость в градусах в сутки, ${ displaystyle varphi}$ - солнечная широта, а A, B и C - постоянные. Значения A, B и C различаются в зависимости от методов, используемых для проведения измерения, а также исследуемого периода времени.^[2] Текущий набор принятых средних значений^[3] является:

А = 14,713 ± 0,0491 ° / сут

В = -2,396 ± 0,188 ° / сут

С = -1,787 ± 0,253 ° / сут

Сидерическое вращение

На экваторе период вращения Солнца составляет 24,47 суток. Это называется сидерический период вращения, и его не следует путать с синодический период вращения 26,24 дня, это время, за которое фиксированный объект на Солнце вращается в такое же видимое положение, как если бы земной шар. Синодический период длиннее, потому что Солнце должно вращаться в течение звездного периода плюс дополнительная величина из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца. Обратите внимание, что астрофизическая литература обычно не использует период экваториального вращения, а вместо этого часто использует определение периода вращения. Вращение Кэррингтона: синодический период вращения 27,2753 дня или сидерический период 25,38 дня. Этот выбранный период примерно соответствует продвигать вращения на широте 26 ° северной или южной широты, что соответствует типичной широте солнечные пятна и соответствующая периодическая солнечная активность. Когда на Солнце смотреть с «севера» (над северным полюсом Земли), солнечное вращение идет против часовой стрелки (на восток). Человеку, стоящему на Северный полюс, казалось бы, что пятна движутся слева направо по лицу Солнца.

Число вращения Бартельса

Число оборотов Бартелса - это серийный счетчик, который нумерует видимые обороты солнце если смотреть с Земли, и используется для отслеживания определенных повторяющихся или изменяющихся моделей солнечной активности. Для этого каждая ротация длится ровно 27 дней, что близко к синодической скорости ротации Кэррингтона. Юлиус Бартельс произвольно назначенная ротация от одного дня до 8 февраля 1832 года. серийный номер служит своего рода календарем для обозначения периодов повторения солнечных и геофизический параметры.

Вращение Кэррингтона

Воспроизвести медиа

Пятилетнее видео Солнца, по одному кадру за период Кэррингтона.

В Вращение Кэррингтона это система для сравнения местоположений на Солнце за определенный период времени, позволяющая: солнечное пятно группы или повторное появление высыпаний в более позднее время.

Поскольку вращение Солнца изменяется в зависимости от широты, глубины и времени, любая такая система обязательно произвольна и делает сравнение значимым только в течение умеренных периодов времени. Солнечное вращение условно принято равным 27,2753 дня для целей вращения Кэррингтона. Каждому обороту Солнца по этой схеме присваивается уникальный номер, называемый числом вращения Кэррингтона, начиная с 9 ноября 1853 г. (Число вращения Бартельса).^[4] аналогичная схема нумерации, которая использует период ровно 27 дней и начинается с 8 февраля 1832 г.)

Гелиографическая долгота солнечного элемента обычно относится к его угловому расстоянию относительно центрального меридиана, то есть того, что определяет линия Солнце-Земля. «Долгота Кэррингтона» того же элемента относится к произвольной фиксированной точке отсчета воображаемого твердого тела. вращение, как определено первоначально Carrington.

Ричард Кристофер Кэррингтон определила скорость вращения Солнца по солнечным пятнам на низких широтах в 1850-х годах и составила 25,38 дня для периода звездного вращения. Сидерическое вращение измеряется относительно звезд, но поскольку Земля вращается вокруг Солнца, мы видим этот период как 27,2753 дня.

Можно построить диаграмму с долготой пятен по горизонтали и временем по вертикали. Долгота измеряется временем пересечения центрального меридиана и основывается на вращениях Кэррингтона. В каждом вращении, нанесенном на график под предыдущими, большинство солнечных пятен или других явлений будут снова появляться непосредственно под тем же явлением при предыдущем вращении. В течение длительного времени могут наблюдаться небольшие отклонения влево или вправо.

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

Использование солнечных пятен для измерения вращения

Константы вращения были измерены путем измерения движения различных объектов («трассеров») на поверхности Солнца. Первые и наиболее широко используемые трассеры: солнечные пятна. Хотя солнечные пятна наблюдались с древних времен, только когда телескоп начал использоваться, они наблюдали их вращение вместе с Солнцем, и, таким образом, можно было определить период солнечного вращения. Английский ученый Томас Харриот вероятно был первым, кто наблюдал солнечные пятна телескопически, о чем свидетельствует рисунок в его записной книжке от 8 декабря 1610 г. и первые опубликованные наблюдения (июнь 1611 г.), озаглавленные «De Maculis in Sole Observatis, et Apparente earum cum Sole Conversione Narratio» («Повествование о пятнах, наблюдаемых на Солнце, и их кажущемся вращении с Солнцем ") Иоганнес Фабрициус которые систематически наблюдали пятна в течение нескольких месяцев и отметили 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.) был первым, кто измерил экваториальную скорость вращения Солнца и заметил, что вращение в более высоких широтах медленнее, поэтому его можно считать первооткрывателем солнечного дифференциального вращения. .

Каждое измерение дает немного другой ответ, что дает вышеуказанные стандартные отклонения (показаны как +/-). Св. Иоанн (1918) был, пожалуй, первым, кто суммировал опубликованные скорости вращения Солнца, и пришел к выводу, что различия в рядах, измеренных в разные годы, вряд ли могут быть отнесены к личным наблюдениям или местным возмущениям на Солнце и, вероятно, связаны со временем. вариации скорости вращения, и Hubrecht (1915) был первым, кто обнаружил, что две солнечные полушария вращаются по-разному. Изучение данных магнитографа показало, что синодический период согласуется с другими исследованиями: 26,24 дня на экваторе и почти 38 дней на полюсах.^[5]

Внутреннее солнечное вращение

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

До появления гелиосейсмология Изучая волновые колебания на Солнце, очень мало было известно о внутреннем вращении Солнца. Считалось, что дифференциальный профиль поверхности простирается внутрь Солнца в виде вращающихся цилиндров с постоянным угловым моментом.^[6] Благодаря гелиосейсмологии теперь известно, что это не так, и профиль вращения Солнца был найден. На поверхности Солнце медленно вращается на полюсах и быстро на экваторе. Этот профиль продолжается примерно по радиальным линиям через зона солнечной конвекции в интерьер. На тахоклин вращение резко сменяется вращением твердого тела в зона солнечного излучения.^[7]

Смотрите также

внешняя ссылка

[1] Зелл, Холли (2015-03-02). "Вращение Солнца зависит от широты". НАСА. Получено 2019-02-14.

[2] Бек, Дж. (2000). «Сравнение измерений дифференциального вращения». Солнечная физика. 191: 47–70. Bibcode:2000Соф..191 ... 47Б. Дои:10.1023 / А: 1005226402796.

[3] Snodgrass, H .; Ульрих, Р. (1990). «Вращение доплеровских образов в солнечной фотосфере». Астрофизический журнал. 351: 309–316. Bibcode:1990ApJ ... 351..309S. Дои:10.1086/168467.

[4] Бартельс, Дж. (1934), "Двадцать семь дней повторяемости земно-магнитной и солнечной активности, 1923-1933 гг.", Земной магнетизм и атмосферное электричество, 39 (3): 201–202a, Bibcode:1934TeMAE..39..201B, Дои:10.1029 / TE039i003p00201

[5] 5. Астрономия и астрофизика, т. 233, нет. 1, июль 1990 г., стр. 220-228. http://adsabs.harvard.edu/full/1990A%26A...233..220S

[6] Глацмайер, Г. А. (1985). «Численное моделирование звездных конвективных динамо III. В основании конвективной зоны». Солнечная физика. 125 (1–2): 137–150. Bibcode:1985GApFD..31..137G. Дои:10.1080/03091928508219267.

[7] Кристенсен-Дальсгаард Дж. И Томпсон, М.Дж. (2007). Солнечный тахоклин: результаты наблюдений и вопросы, касающиеся тахоклина. Издательство Кембриджского университета. С. 53–86.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]