Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Вращение Солнца можно увидеть на фоне этого видео в искусственных цветах .

Вращение Солнца зависит от широты . Солнце не является твердым телом, но состоит из газообразной плазмы . Разные широты вращаются в разные периоды. Источник этого дифференциального вращения - область современных исследований в солнечной астрономии. [1] Скорость вращения поверхности самая высокая на экваторе (широта φ = 0 ° ) и уменьшается с увеличением широты. Период вращения Солнца составляет 24,47 суток на экваторе и почти 38 суток на полюсах . Средняя ротация - 28 дней.

Поворот поверхности как уравнение [ править ]

Дифференциальное вращение скорости, как правило , описывается уравнением:

где - угловая скорость в градусах в день, - 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] :

А = 14,713 ± 0,0491 ° / сут
В = -2,396 ± 0,188 ° / сут
С = -1,787 ± 0,253 ° / сут

Сидерическое вращение [ править ]

На экваторе период вращения Солнца составляет 24,47 суток. Это называется сидерическим периодом вращения, и его не следует путать с синодическим периодом вращения 26,24 дня, когда фиксированный объект на Солнце вращается в такое же видимое положение, как при наблюдении с Земли . 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 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 прогрессивнойвращение на 26 ° северной или южной широты, что соответствует типичной широте солнечных пятен и соответствующей периодической солнечной активности. Когда на Солнце смотреть с «севера» (над северным полюсом Земли), солнечное вращение идет против часовой стрелки (на восток). Человеку, стоящему на Северном полюсе , кажется, что солнечные пятна движутся слева направо по лицу Солнца.

Число вращения Бартельса [ править ]

Число вращения Бартелса - это серийный счетчик, который исчисляет видимые вращения Солнца, если смотреть с Земли, и используется для отслеживания определенных повторяющихся или изменяющихся паттернов солнечной активности. Для этого каждая ротация длится ровно 27 дней, что близко к синодической скорости ротации Кэррингтона. Юлиус Бартельс произвольно назначил один день вращения 8 февраля 1832 года. Серийный номер служит своего рода календарем для отметки периодов повторяемости солнечных и геофизических параметров.

Вращение Каррингтона [ править ]

Пятилетнее видео Солнца, по одному кадру за период Кэррингтона.

Вращения Керрингтона представляет собой систему для сравнения местоположения на Солнце в течение определенного периода времени, что позволяет следующее из солнечных пятен групп или повторного появления сыпи на 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 принято равным 27,2753 дня (см. Ниже) 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 Бартелса [4] представляет собой аналогичную схему нумерации, которая использует период ровно 27 дней и начинается с 8 февраля 1832 г.)

Гелиографическая долгота солнечного объекта обычно относится к его угловому расстоянию относительно центрального меридиана, то есть того, что определяет линия Солнце-Земля. «Долгота Кэррингтона» того же объекта относится к произвольной фиксированной контрольной точке воображаемого жесткого вращения, как это первоначально определил Кэррингтон .

Ричард Кристофер Кэррингтон определил скорость вращения Солнца по солнечным пятнам на низких широтах в 1850-х годах и пришел к 25,38 дням 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 Бартелсе «музыкальная диаграмма» или спираль участок Condegram другие методы для выражения приблизительной 27-дневной периодичности различных явлений , происходящих на поверхности Солнца.

Использование солнечных пятен для измерения вращения [ править ]

Константы вращения были измерены путем измерения движения различных объектов («трассеров») на поверхности Солнца. Первыми и наиболее широко используемыми индикаторами являются 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 с помощью телескопа, о чем свидетельствуют 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. Наррацио »(« Повествование о пятнах, наблюдаемых на Солнце и их кажущемся вращении с Солнцем »)Иоганн Фабрициус, который систематически наблюдал за пятнами в течение нескольких месяцев и отмечал 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 солнечной энергии. дифференциальное вращение.

Каждое измерение дает немного другой ответ, что дает вышеуказанные стандартные отклонения (показаны как +/-). Св. Иоанн (1918) был, возможно, 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. изменения скорости вращения, и Хубрехт (1915) был первым, кто обнаружил, что два полушария Солнца 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 вращение Солнца [ править ]

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 гелиосейсмологии , изучения волновых колебаний Солнца, было очень мало 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 радиальными линиями через зону солнечной конвекции во внутреннюю часть. На тахоклине вращение резко сменяется твердотельным в зоне солнечной радиации . [7]

См. Также [ править ]

  • Дифференциальное вращение в звездах
  • Магнитогидродинамика
  • Орбитальный период
  • Тахоклин

Ссылки [ править ]

  1. ^ Зелл, Холли (2015-03-02). «Вращение Солнца зависит от широты» . НАСА . Проверено 14 февраля 2019 .
  2. ^ Бек, Дж. (2000). «Сравнение измерений дифференциального вращения». Солнечная физика . 191 : 47–70. Bibcode : 2000SoPh..191 ... 47B . DOI : 10,1023 / A: 1005226402796 .
  3. ^ Snodgrass, H .; Ульрих, Р. (1990). «Вращение доплеровских образов в солнечной фотосфере». Астрофизический журнал . 351 : 309–316. Bibcode : 1990ApJ ... 351..309S . DOI : 10.1086 / 168467 .
  4. ↑ Bartels, J. (1934), «Двадцать семь дней повторяемости земно -магнитной и солнечной активности, 1923-1933», Земной магнетизм и атмосферное электричество , 39 (3): 201–202a, Bibcode : 1934TeMAE..39. .201B , DOI : 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. ^ Glatzmaier, GA (1985). «Численное моделирование звездных конвективных динамо III. В основании конвективной зоны» . Солнечная физика . 125 (1–2): 137–150. Bibcode : 1985GApFD..31..137G . DOI : 10.1080 / 03091928508219267 .
  7. ^ Christensen-Dalsgaard J. & Thompson, MJ (2007). Солнечный тахоклин: результаты наблюдений и вопросы, касающиеся тахоклина . Издательство Кембриджского университета . С. 53–86.
  • Кокс, Артур Н., Изд. «Астрофизические величины Аллена», 4-е изд., Springer, 1999.
  • Джаварайя, Дж., 2003. Долговременные изменения дифференциального вращения Солнца. Solar Phys., 212 (1): 23-49.
  • Сент-Джон, К., 1918. Современное состояние проблемы вращения Солнца, Публикации Тихоокеанского астрономического общества, V.30, № 178, 318-325.

Внешние ссылки [ править ]

  • Даты начала ротации Carrington 1853-2016
  • Время начала и остановки вращения Кэррингтона
  • Число вращения Кэррингтона